Планета Венера

Общие сведения о планете Венера. Сестра Земли

Венера — вторая планета от Солнца, размерами, силой тяжести и составом очень похожая на нашу Землю. Одновременно, это и самый яркий после Солнца и Луны объект на небе, достигающий звёздной величины в -4,4.

Изучена планета Венера очень хорошо, ведь её посетили свыше десятка космических аппаратов, но некоторые вопросы у астрономов всё же имеются. Вот лишь некоторые из них:

Первый из вопросов касается вращения Венеры: его угловая скорость как раз такова, что во время нижнего соединения Венера обращена к Земле всё время одной и той же стороной. Причины такой согласованности между вращением Венеры и орбитальным движением Земли пока не ясны...

Вторым вопросом является источник движения атмосферы Венеры, которая представляет собой сплошной гигантский вихрь. Причём движение это очень мощное и отличается поразительным постоянством. Что за силы создают атмосферный вихрь таких размеров — неизвестно?

И последний, третий, вопрос — есть ли на планете Венере жизнь? Дело в том, что на высоте нескольких десятков километров в облачном слое Венеры наблюдаются вполне пригодные для жизни организмов условия: не очень высокая температура, подходящее давление и т.д..

Необходимо отметить, что вопросов, связанных с Венерой, всего полвека назад было гораздо больше. Астрономы не знали ничего о поверхности планеты, не знали состава её удивительной атмосферы, не знали свойств её магнитосферы и много чего ещё. Зато умели находить Венеру на ночном небе, наблюдать её фазы, связанные с движением планеты вокруг Солнца и т.д.. О том как вести такие наблюдения читайте ниже.

Наблюдение планеты Венеры с Земли

Поскольку Венера ближе к Солнцу чем Земля, она никогда не кажется слишком удалённой от него: максимальный угол между ней и Солнцем составляет 47.8°. Вследствие таких особенностей положения на небе Земли своей максимальной яркости Венера достигает незадолго до восхода или через некоторое время после захода Солнца. В течение 585 суток периоды её вечерней и утренней видимости чередуются: в начале периода Венера видна только по утрам, затем — спустя 263 дня, она подходит очень близко к Солнцу, и его яркость не позволяет видеть планету в течение 50 дней; затем наступает период вечерней видимости Венеры, продолжительностью 263 дня, пока планета снова не скроется на 8 дней, оказавшись между Землёй и Солнцем. После этого чередование видимости повторяется в том же порядке.

Распознать планету Венеру легко, ведь на ночном небе она — самое яркое после Солнца и Луны светило, достигающее в максимуме -4,4 звёздной величины. Отличительным признаком планеты является её ровный белый цвет.

При наблюдении Венеры, даже в небольшой телескоп, можно увидеть как со временем меняется освещенность её диска, т.е. происходит смена фаз, которую первым наблюдал Галилео Галилей в 1610 г.. При наибольшем сближении с нашей планетой, освященной остаётся лишь малая часть Венеры и она принимает вид тоненького серпа. Орбита Венеры в это время находится под углом 3,4° к орбите Земли, так что обычно она проходит чуть выше или чуть ниже Солнца на расстоянии до восемнадцати солнечных диаметров.

Но иногда наблюдается ситуация, при которой планета Венера располагается приблизительно на одной линии между Солнцем и Землёй и тогда можно увидеть крайне редкое астрономическое явление — прохождение Венеры по диску Солнца, при котором планета принимает вид маленького тёмного «пятнышка» с диаметром 1/30 солнечного.

Явление это происходит примерно 4 раза за 243 года: сначала наблюдаются 2 зимних прохождения с периодичностью 8 лет, затем длится промежуток продолжительностью 121,5 год, и происходит ещё 2, на этот раз летних, прохождения с той же периодичностью 8 лет. Зимние прохождения Венеры затем можно будет наблюдать только через 105,8 лет.

Необходимо отметить, что если продолжительность 243-годового цикла — величина относительно постоянная, то периодичность между зимними и летними прохождениями внутри него меняется, вследствие небольших несоответствий в периодах возвращения планет к точкам соединения их орбит.

Так, до 1518 года внутренняя последовательность прохождений Венеры выглядела как «8-113,5-121,5», а до 546 года произошло 8 прохождений, промежутки между которыми равнялись 121,5 году. Существующая сейчас последовательность сохранится до 2846 года, после чего её сменит другая: «105,5-129,5-8».

Последнее прохождение планеты Венеры, длительностью 6 часов, наблюдалось 8 июня 2004 года, следующее состоится 6 июня 2012 года. Затем наступит перерыв, окончание которого будет только в декабре 2117 года.

История исследования планеты Венеры

Планета Венера, наряду с Меркурием, Марсом, Юпитером и Сатурном, была известна ещё людям эпохи неолита (нового каменного века). Планету хорошо знали древние греки, египтяне, китайцы, жители Вавилона и Центральной Америки, племена Северной Австралии. Но, в связи с особенностями наблюдения Венеры только утром или вечером, древние астрономы считали, что видят совершенно разные небесные объекты, поэтому и называли утреннюю Венеру одним именем, а вечернюю — другим. Так, греки вечерней Венере дали имя Веспер, а утренней — Фосфор. Два названия планете дали и древние египтяне: Тайоумутири — утренней Венере и Оуэйти — вечерней. Индейцы майя называли Венеру Нох Эк — «Великая звезда» или Ксукс Эк — «Звезда Осы» и умели вычислять её синодический период.

Первыми людьми, понявшими, что Венера утренняя и вечерняя — одна и та же планета, были греческие пифагорейцы; чуть позже другой древний грек — Гераклид Понтийский, предположил, что Венера и Меркурий вращаются вокруг Солнца, а не Земли. Примерно в тоже время греки дали планете имя богини любви и красоты Афродиты.

А вот привычное для современных людей название «Венера» планета получила от римлян, назвавших её в честь богини-покровительницы всего римского народа, занимавшей в римской мифологии тоже место, что и Афродита в греческой.

Как видно, древние астрономы лишь наблюдали за планетой, попутно вычисляя синодические периоды вращения и составляя карты звёздного неба. Делались и попытки вычислить расстояние от Земли до Солнца, наблюдая за Венерой. Для этого необходимо, при прохождении планеты непосредственно между Солнцем и Землёй, используя метод параллакса, измерить незначительные различия времени начала или окончания прохождения в двух достаточно удалённых точках нашей планеты. Расстояние между точками в дальнейшем используется как длина базы для определения расстояний до Солнца и Венеры методом триангуляции.

Историки не знают, когда впервые астрономы наблюдали прохождение планеты Венеры по диску Солнцу, зато знают имя человека, первым предсказавшим такое прохождение. Им был немецкий астроном Иоганн Кеплер, предсказавший прохождение 1631 года. Однако, в предсказанном году, ввиду некоторой неточности кеплеровского прогноза, в Европе прохождение никто не наблюдал...

Зато другой астроном — Джерома Хоррокс, уточнив расчёты Кеплера, выяснил точные периоды повторения прохождений, и 4 декабря 1639 года из своего дома в Мач Хул в Англии, смог воочию увидеть прохождение Венеры по диску Солнца.

С помощью простого телескопа Хоррокс спроецировал солнечный диск на доску, где можно было безопасно для глаз наблюдателя видеть всё, что происходило на фоне солнечного диска. И вот в 15 часов 15 минут, всего за полчаса до заката Солнца, Хоррокс наконец увидел спрогнозированное прохождение. С помощью проведённых наблюдений английский астроном попытался дать оценку расстоянию от Земли до Солнца, которое оказалось равным 95,6 млн.км.

В 1667 г. Джованни Доменико Кассини предпринял первую попытку определить период вращения Венеры вокруг оси. Полученное им значение было очень далёким от действительного и составляло 23 часа 21 минуту. Связано это было с тем, что Венеру приходилось наблюдать лишь раз в сутки и только в течении нескольких часов. Направляя свой телескоп на планету на протяжении нескольких дней и видя всё время одну и ту же картину Кассини пришёл к выводу, что планета Венера сделала полный оборот вокруг оси.

После наблюдений Хоррокса и Кассини, зная расчёты Кеплера астрономы всего мира с нетерпением ждали следующей возможности наблюдать прохождение Венеры. И такая возможность им представилась в 1761 году. Среди астрономов, ведших наблюдения, был и наш русский учёный Михаил Васильевич Ломоносов, обнаруживший при вступлении планеты на солнечный диск, а также при сходе с него яркое кольцо вокруг тёмного диска Венеры. Ломоносов объяснил наблюдаемое явление, впоследствии названное его именем («явление Ломоносова») наличием у Венеры атмосферы, в которой преломлялись солнечные лучи.

Спустя 8 лет наблюдения продолжили английский астроном Уильям Гершель и немецкий астроном Иоганн Шретер, вторично "открыв" венерианскую атмосферу.

В 60-х годах XIX века астрономы стали делать попытки выяснить состав обнаруженной атмосферы Венеры, и прежде всего определить наличие в ней кислорода и водяного пара с помощью спектрального анализа. Однако ни кислорода, ни водяного пара найдено не было. Спустя какое-то время, уже в двадцатом веке, попытки найти «газы жизни» возобновились: наблюдения и исследования вели А. А. Белопольский в Пулкове (Россия) и Весто Мелвин Слайфер во Флагстаффе (США).

В том же XIX в. итальянский астроном Джованни Скиапарелли вновь попытался установить период вращения Венеры вокруг своей оси. Предположив, что обращение Венеры к Солнцу всегда одной стороной связано с её очень медленным вращением он установил период её вращения вокруг оси как равный 225 суткам, что было на 18 дней меньше реального.

В 1923 году Эдисон Петтит и Сэт Николсон на обсерватории Маунт-Вилсон на горе Вильсон в Калифорнии (США) приступили к измерениям температуры верхних облаков Венеры, которые впоследствии проводили многие учёные. Спустя 9 лет американские астрономы У. Адамс и Т. Дэнхем на той же обсерватории зафиксировали в спектре Венеры три полосы, принадлежащие углекислому газу (CO₂). Интенсивность полос позволила сделать вывод о том, что количество этого газа в атмосфере Венеры во много раз превышает его содержание в атмосфере Земли. Других газов в венерианской атмосфере обнаружено не было.

В 1955 году Уильям Синтон и Джон Стронг (США) измерили температуру облачного слоя Венеры, которая оказалась равной -40°С, а вблизи полюсов планеты ещё ниже.

Кроме американцев исследованием облачного слоя второй от Солнца планеты занимались советские учёные Н. П. Барабашов, В.В. Шаронов и В.И. Езерский, французский астроном Б. Лио. Их исследования, а также теория рассеяния света плотными атмосферами планет, развитая Соболевым, свидетельствовали о том, что размеры частиц облаков Венеры около одного микрометра. Учёным оставалось лишь выяснить природу этих частиц и более подробно изучить всю толщу облачного слоя Венеры, а не только его верхнюю границу. А для этого необходимо было послать к планете межпланетные станции, которые впоследствии и были созданы учёными и инженерами СССР и США.

Первым космическим аппаратом, запущенным к планете Венере была «Венера-1». Состоялось это событие 12 февраля 1961 года. Однако спустя какое-то время связь с аппаратом была потеряна и «Венера-1» вышла на орбиту спутника Солнца.

Неудачной была и следующая попытка: аппарат «Венера-2» пролетел на расстоянии 24 тыс. км. от планеты. Лишь «Венера-3», запущенная Советским Союзом в 1965 г. смогла подойти сравнительно близко к планете и даже приземлиться на её поверхность, чему способствовал специально сконструированный спускаемый аппарат. Но в связи с выходом из строя системы управления станцией каких-либо данных о Венере получено не было.

Спустя 2 года — 12 июня 1967 года к планете отправилась «Венера-4», также оснащённая спускаемым аппаратом, целью которого было изучение физических свойств и химического состава венерианской атмосферы с помощью 2 термометров сопротивления, барометрического датчика, ионизационного измерителя плотности атмосферы и 11 патронов-газоанализаторов. Свою цель аппарат выполнил, установив наличие огромного количества углекислого газа, слабого магнитного поля, окружающего планету и отсутствие радиационных поясов.

В 1969 г. с интервалом всего 5 суток к Венере отправились сразу 2 межпланетные станции с порядковыми номерами 5 и 6.

Их спускаемые аппараты, оснащённые радиопередатчиками, радиовысотомерами и другой научной аппаратурой, передавали сведения о давлении, температуре, плотности и химическом составе атмосферы во время спуска. Выяснилось, что давление венерианской атмосферы достигает 27 атмосфер; может ли оно превышать указанную величину выяснить не удалось: спускаемые аппараты на большее давление просто не были рассчитаны. Температура венерианской атмосферы при спуске аппаратов колебалась от 25° до 320°C. В составе атмосферы преобладал углекислый газ с небольшим количеством азота, кислорода и примесью водяного пара.

Кроме космических аппаратов Советского Союза изучением планеты Венеры занимались американские аппараты серии «Маринер», первый из которых с порядковым номером 2 (№1 потерпел аварию на старте) пролетел мимо планеты в декабре 1962-ого года, определив температуру её поверхности. Подобным образом, пролетая мимо планеты в 1967 году, Венеру исследовал и другой американский космический аппарат — «Маринер-5». Выполняя свою программу пятый по номеру «Маринер» подтвердил преобладание в атмосфере Венеры углекислого газа, выяснил, что давление в толще этой атмосферы может достигать 100 атмосфер, а температура — 400°C.

Надо отметить, что изучение планеты Венеры в 60-е гг. шло и с Земли. Так, с помощью методов радиолокации, американские и советские астрономы установили, что вращение Венеры - обратное, а период вращения Венеры ~243 суткам.

15 декабря 1970-ого года космический аппарат «Венера-7» впервые достиг поверхности планеты и, проработав на ней 23 минуты, передал данные о составе атмосферы, температуре различных её слоев, а также давлении, которое по результатам измерений оказалось равным 90 атмосферам.

Спустя полтора года — в июле 1972 г. на поверхность Венеры приземлился ещё один советский аппарат.

С помощью научной аппаратуры, установленной на спускаемом аппарате, была измерена освещённость на поверхности Венеры, равная 350±150 люкс (как на Земле в пасмурный день), и плотность поверхностных пород, равная 1,4 г/см³. Было установлено, что облака Венеры лежат на высоте от 48 до 70 км, имеет слоистую структуру и состоят из капелек 80% серной кислоты.

В феврале 1974 года мимо Венеры пролетел «Маринер-10», в течение 8 суток фотографировавший её облачный покров с целью изучения динамики атмосферы. По полученным снимкам удалось определить период вращения венерианского облачного слоя равный 4 суткам. Также выяснилось, что вращение это происходит по часовой стрелке если смотреть с северного полюса планеты.

Через несколько месяцев — в октябре 74-ого на поверхность Венеры приземлились советские космические аппараты с порядковыми номерами 9 и 10. Приземлившись в 2200 км друг от друга они передали на Землю первые панорамы поверхности в местах посадок. В течение часа спускаемые аппараты передавали научную информацию с поверхности на космические аппараты, которые были переведены на орбиты искусственных спутников Венеры и ретранслировали её на Землю.

Следует отметить, что после полётов «Венер-9 и 10» Советский Союз все космические аппараты этой серии запускал парами: сначала к планете отправлялся один аппарат, затем с минимальным временным промежутком — другой.

Так, в сентябре 1978-ого, к Венере отправились «Венера-11» и «Венера-12». 25 декабря того же года их спускаемые аппараты достигли поверхности планеты, сделав при этом ряд снимков и передав часть из них на Землю. Часть, потому что у одного из спускаемых аппаратов не открылись защитные крышки камеры.

При спуске аппаратов, в атмосфере Венеры были зарегистрированы электрические разряды, причём чрезвычайно мощные и частые. Так, один из аппаратов выявил 25 разрядов в секунду, другой — около тысячи, причём один из раскатов грома продолжался 15 минут. Как считают астрономы, электрические разряды были связаны с активной вулканической активностью в местах спуска космических аппаратов.

Примерно в тоже самое время изучение Венеры уже вёл космический аппарат американской серии — «Пионер-Венера-1», запущенный 20 мая 1978 года.

Выйдя на 24-часовую эллиптическую орбиту вокруг планеты 4 декабря, аппарат в течении полутора лет выполнял радиолокационное картографирование поверхности, изучал магнитосферу, ионосферу и облачное строение Венеры.

Следом за первым "пионером", к Венере отправился и второй. Произошло это 8 августа 1978 года. 16 ноября от аппарата отделился первый и самый большой из спускаемых аппаратов, спустя 4 дня отделились 3 других спускаемых аппарата. 9 декабря все четыре модуля вошли в атмосферу планеты.

По результатам исследования спускаемых аппаратов «Пионер-Венеры-2» был определён состав атмосферы Венеры, в результате чего выяснилось, что содержание в ней концентрации аргона-36 и аргона-38 в 50-500 раз превышает концентрацию этих газов в атмосфере Земли. Атмосфера состоит преимущественно из углекислого газа, с небольшим количеством азота и других газов. Под самыми облаками планеты были обнаружены следы водяных паров и более высокая, чем предполагалась, концентрация молекулярного кислорода.

Сам же облачный слой, как выяснилось, состоит минимум из 3-х хорошо выраженных слоёв.

Верхний из них, лежащий на высотах 65-70 км, содержит капли концентрированной серной кислоты. 2 других слоя по составу примерно одинаковы, с тем лишь различием, что в самом нижнем из преобладают более крупные частицы серы. На высотах ниже 30 км. атмосфера Венеры относительно прозрачна.

При спуске, аппараты проводили измерения температуры, которые подтвердили колоссальный парниковый эффект, царящий на Венере. Так, если на высотах около 100 км температура составляла -93°C, то на верхней границе облаков -40°C, и затем продолжала возрастать, достигая у самой поверхности 470°C...

В октябре-ноябре 1981 года, с интервалом 5 дней, в путь отправились «Венера-13» и «Венера-14», спускаемые аппараты которых в марте, уже 82-ого, достигли поверхности планеты, передав на Землю панорамные изображения мест посадки, на которых было видно жёлто-зелёное венерианское небо, и исследовав состав венерианского грунта, в котором обнаружились: кремнезём (до 50% от всей массы грунта), алюминиевые квасцы (16%), окислы магния (11%), железа, кальция и других элементов. Кроме того, с помощью звукозаписывающего устройства, установленного на «Венере-13» учёные впервые услышали звуки другой планеты, а именно — раскаты грома.

2 июня 1983 г. к планете Венере отправилась АМС (автоматическая межпланетная станция) «Венера-15», которая 10 октября того же года вышла на полярную орбиту вокруг планеты. 14 октября на орбиту была выведена «Венера-16», запущенная на 5 дней позже. Обе станции были предназначены для исследования венерианского рельефа, используя установленные на их борту радиолокаторы. Проработав совместно более восьми месяцев станции получили изображение поверхности планеты в пределах обширной области: от северного полюса до ~30° северной широты. В результате обработки этих данных была составлена подробная карта северного полушария Венеры на 27 листах и выпущен первый атлас рельефа планеты, который, однако, охватывал лишь 25% её поверхности. Также, по материалам съёмок аппаратов, советские и американские картографы в рамках первого международного проекта по внеземной картографии, проходившего под эгидой Академии наук и NASA, совместно создали серию из трёх обзорных карт северной Венеры. Презентация этой серии карт под названием «Комплект для планирования полёта «Магеллана» состоялась летом 1989 года на Международном геологическом конгрессе в Вашингтоне.

После «Венер» изучение планеты продолжили советские АМС серии «Вега». Всего этих аппаратов было два: «Вега-1» и «Вега-2», которые, с разницей в 6 дней, стартовали к Венере в 1984 году. Спустя полгода аппараты вплотную подошли к планете, затем от них отделились спускаемые модули, которые, войдя в атмосферу, тоже разделились на посадочные модули и аэростатные зонды.

2 аэростатных зонда, после наполнения оболочек их парашютов гелием, дрейфовали на высоте около 54 км в разных полушариях планеты, и передавали данные в течение двух суток, пролетев за это время путь длиной около 12 тыс.км. Средняя скорость, с которой зонды пролетели этот путь, составляла 250 км/ч, чему способствовало мощное глобальное вращение атмосферы Венеры.

Данные зондов показали наличие очень активных процессов в облачном слое характеризующихся мощными восходящими и нисходящими потоками.

Когда зонд «Веги-2» пролетал в районе Афродиты над вершиной высотой 5 км, он попал в воздушную яму, резко снизившись на 1,5 км. Оба зонда также зафиксировали грозовые разряды.

Посадочные аппараты проводили исследование облачного слоя и химического состава атмосферы, пока снижались, после чего, совершив мягкую посадку на равнине Русалки, приступили к анализу грунта с помощью измерения рентгенофлюоресцентных спектров. В обеих точках, где произвели посадку модули, ими были обнаружены породы с относительно невысокими содержаниями естественных радиоактивных элементов.

В 1990 году, при совершении гравитационных манёвров, мимо Венеры пролётал аппарат «Galileo» («Галилео»), с которого была проведена съёмка инфракрасным спектрометром NIMS, в результате которой выяснилось, что на волнах длиной 1,1, 1,18 и 1,02 мкм сигнал коррелирует с топографией поверхности, то есть для соответствующих частот существуют «окна», через которые видна поверхность планеты.

Годом ранее — 4 мая 1989 г. к планете Венере отправилась межпланетная станция НАСА «Магеллан», которая, проработав до октября 1994 года, получила фотографии практически всей поверхности планеты, попутно выполняя ряд экспериментов.

Съёмка проводилась до сентября 1992 года, покрыв 98% поверхности планеты. Выйдя в августе 1990 года на вытянутую полярную орбиту вокруг Венеры с высотами от 295 до 8500 км и периодом обращения 195 минут аппарат при каждом сближении с планетой картографировал узкую полосу шириной от 17 до 28 км и длиной около 70 тыс. км. Всего таких полос получилось 1800.

Поскольку «Магеллан» многократно снимал многие участки с разных углов, что позволило составить трёхмерную модель поверхности, а также исследовать возможные изменения ландшафта. Стереоизображение было получено для 22% венерианской поверхности. Кроме того были составлены: карта высот поверхности Венеры, полученная с помощью альтиметра (высотомера) и карта электропроводности её горных пород.

По результатам снимков, на которых легко различались детали размером до 500 м, было установлено, что поверхность планеты Венеры в основном занята холмистыми равнинами, и сравнительна молодая по геологическим меркам — порядка 800 млн.лет. Метеоритных кратеров на поверхности сравнительно мало, но зато часто встречаются следы вулканической деятельности.

С сентября 1992 года по май 1993 года «Магеллан» занимался изучением гравитационного поля Венеры. В этот период он не осуществлял радиолокацию поверхности, а транслировал постоянный радиосигнал на Землю. По изменению частоты сигнала можно было определить малейшие изменения скорости аппарата (т.н. допплеровский эффект), что позволяло выявлять все особенности гравитационного поля планеты.

В мае «Магеллан» приступил к своему первому эксперименту: применению на практике технологии атмосферного торможения, для уточнения полученных ранее сведений о гравитационном поле Венеры. Для этого его нижняя точка орбиты была немного снижена, чтобы аппарат задевал верхние слои атмосферы и изменял параметры орбиты без затрат топлива. В августе орбита «Магеллана» пролегала по высотам 180-540 км, имея период обращения 94 минуты. По результатам всех измерений была составлена «гравитационная карта», охватившая 95 % поверхности Венеры.

Наконец в сентябре 1994 года был проведён заключительный эксперимент, целью которого было исследование верхних слоёв атмосферы. Солнечные панели аппарата были развёрнуты подобно лопастям ветряной мельницы, а орбита «Магеллана» снижена. Это позволило получить информацию о поведении молекул в самых верхних слоях атмосферы. 11 октября орбита была снижена в последний раз, а 12 октября, при входе в плотные слои атмосферы, связь с аппаратом была потеряна.

За время своей работы «Магеллан» сделал несколько тысяч витков по орбите вокруг Венеры, троекратно выполнив съёмку планеты с помощью радиолокаторов бокового обзора.

После полёта «Магеллана» в течении долгих 11 лет в истории изучения Венеры космическими аппаратами царил перерыв. Программа межпланетных исследований Советского Союза была свёрнута, американцы переключились на другие планеты, в первую очередь на газовые гиганты : Юпитер и Сатурн. И лишь 9 ноября 2005 года Европейское космическое агентство (ESA) отправило к Венере космический аппарат нового поколения «Венера Экспресс» (Venus Express), созданный на той же платформе, что и запущенный 2 годами ранее Mars Express.

Спустя 5 месяцев после запуска — 11 апреля 2006 года аппарат прибыл к планете Венере, вскоре выйдя на сильно вытянутую эллиптическую орбиту и став её искусственным спутником. В наиболее удалённой точке орбиты от центра планеты (апоцентре) Venus Express уходил на расстояние 220 тысяч километров от Венеры, а в самой близкой (перицентре) проходил на высоте всего 250 километров от поверхности планеты.

Через некоторое время, благодаря тонким коррекциям орбиты перицентр Venus Express был опущен ещё ниже, что позволило аппарату входить в самые верхние слои атмосферы, и, за счёт аэродинамического трения, раз за разом незначительно, но уверенно, сбавляя скорость понижать высоту апоцентра. В результате параметры орбиты, которая стала околополярной, приобрели следующие параметры: высота апоцентра — 66 000 километров, высота перицентра — 250 километров, период обращения аппарата по орбите — 24 часа.

Параметры околополярной рабочей орбиты «Венеры Экспресс» были выбраны неслучайно: так период обращения в 24 часа удобен для регулярной связи с Землей: сблизившись с планетой, аппарат собирает научную информацию, а удалившись от неё, проводит 8-часовой сеанс связи, передавая за раз до 250 Мб информации. Ещё одной важно особенностью орбиты является её перпендикулярность экватору Венеры, из-за чего аппарат имеет возможность детально исследовать полярные районы планеты.

При выходе на околополярную орбиту с аппаратом приключилась досадная неприятность: вышел из строя, вернее был отключён, спектрометр PFS, предназначенный для изучения химического состава атмосферы. Как выяснилось, заклинило зеркало, которое должно было переключать «взгляд» прибора с эталонного источника (на борту зонда) на планету. После ряда попыток обойти сбой инженеры смогли повернуть зеркало на 30 градусов, но этого оказалось недостаточно для работы прибора, и в конце концов его пришлось выключить.

12 апреля аппарат впервые снял ранее не фотографировавшийся ранее южный полюс Венеры. Эти первые фотографии, полученные при помощи спектрометра VIRTIS с высоты 206 452 километров над поверхностью, позволили выявить тёмную воронку, аналогичную подобному образованию над северным полюсом планеты.

24 апреля камера VMC сделала серию снимков облачного покрова Венеры в ультрафиолетовом диапазоне, что связано со значительным — 50-и процентным, поглощением этого излучения в атмосфере планеты. После привязки к координатной сетке получилось мозаичное изображение, охватывающее значительную площадь облаков. При анализе этого изображения были выявлены малоконтрастные ленточные структуры, являющиеся результатом действия сильных ветров.

Спустя месяц после прибытия — 6 мая в 23 часа 49 минут по московскому времени (19:49 UTC), Venus Express перешёл на свою постоянную рабочую орбиту с периодом обращения 18 часов.

29 мая станция провела инфракрасную съёмку южной полярной области, обнаружив вихрь весьма неожиданной формы: с двумя «зонами спокойствия», которые сложным образом связаны друг с другом. Изучив подробнее снимок учёные пришли к выводу, что перед ними 2 разные структуры, лежащие на различной высоте. Насколько устойчиво это атмосферное образование, пока неясно.

29 июля VIRTIS сделал 3 снимка атмосферы Венеры, из которой была составлена мозаика, показывающая её сложное строение. Снимки были сделаны с интервалом около 30 минут и уже заметно не совпадали на границах, что свидетельствует о высокой динамичности атмосферы Венеры, связанной с ураганными ветрами, дующими со скоростями свыше 100 м/сек.

Другой установленный на Venus Express спектрометр — SPICAV установил, что облака в атмосфере Венеры могут подниматься до 90-километровой высоты в виде плотного тумана и до 105 километров, но уже в виде более прозрачной дымки. Ранее другие космические аппараты фиксировали облака лишь до высоты 65 километров над поверхностью.

Кроме этого, с помощью блока SOIR в составе спектрометра SPICAV учёные обнаружили в атмосфере Венеры «тяжёлую» воду, в состав которой входят атомы тяжёлого изотопа водорода — дейтерия. Обычной же воды в атмосфере планеты достаточно для того, чтобы покрыть всю её поверхность 3-сантиметровым слоем.

Кстати, зная процентное отношение «тяжёлой воды» к обычной можно оценить динамику водного баланса Венеры в прошлом и настоящем. По этим данным было выдвинуто предположение, что в прошлом на планете мог существовать океан глубиной несколько сотен метров.

Ещё один важный научный прибор, установленный на «Венера Экспресс» — анализатор плазмы ASPERA, зарегистрировал высокую скорость ухода вещества из атмосферы Венеры, а также отследил траектории других частиц, в частности ионов гелия, имеющих солнечное происхождение.

«Венера Экспресс» продолжает работать до сих пор, хотя предполагаемая длительность миссии аппарата непосредственно на планете составляла 486 земных суток. Но миссия могла быть продлена, если позволят ресурсы станции, ещё на такой же промежуток времени, что видимо и произошло.

В настоящее время в России уже ведётся разработка принципиально нового космического аппарата — межпланетной станции «Венера-Д», предназначенной для детального исследования атмосферы и поверхности Венеры. Как ожидается, станция сможет проработать на поверхности планеты 30 суток, возможно, — более.

По другую сторону океана — в США, по заказу NASA корпорация «Глобал Аэроспэйс» также недавно стала разрабатывать проект исследования Венеры с помощью аэростата, т.н. «Управляемого воздушного робота-исследователя» или DARE.

Предполагается, что аэростат DARE диаметром 10 м будет курсировать в облачном слое планеты на высоте 55 км. Высота и направление полёта DARE будет регулироваться стратопланом, который выглядит как небольшой самолёт.

На тросе под аэростатом расположится гондола с телекамерами и несколькими десятками небольших зондов, которые будут сбрасываться на поверхность в интересных для наблюдения районах и изучать химический состав самых разных геологических структур на поверхности планеты. Районы эти будут выбираться исходя из подробной съёмки местности.

Длительность миссии аэростата — от полугода до года.

Орбитальное движение и вращение Венеры

Вокруг Солнца планета Венера движется по близкой к круговой орбите, наклонённой к плоскости эклиптики под углом 3°23'39''. Эксцентриситет венерианской орбиты — самый малый в Солнечной системе, и составляет всего 0,0068. Поэтому расстояние от планеты до Солнца всегда остаётся примерно одинаковым, составляя 108,21 млн. км. А вот расстояние между Венерой и Землёй меняется, причём в широких пределах: от 38 до 258 млн. км.

По своей орбите, расположенной между орбитами Меркурия и Земли, планета Венера движется со средней скоростью 34,99 км/сек и сидерическим периодом, равным 224,7 земных суток.

Вокруг своей оси Венера вращается гораздо медленнее, чем по орбите: Земля успевает повернутся 243 раза, а Венера — только 1. Т.е. период её вращения вокруг своей оси составляет 243,0183 земных суток.

Причём вращение это происходит не с запада на восток, как у всех остальных планет, кроме Урана, а с востока на запад.

Обратное вращение планеты Венеры приводит к тому, что день на ней длится 58 земных суток, столько же длится ночь, а продолжительность венерианских суток равна 116,8 земным, так что в течении венерианского года можно увидеть лишь 2 восхода и 2 захода Солнца, причём восход будет происходить на западе, а заход — на востоке.

Скорость вращения твёрдого тела Венеры уверенно можно определить только радиолокацией, из-за сплошного облачного покрова, скрывающего её поверхность от наблюдателя. Впервые радиолокационное отражение от Венеры было получено в 1957 г, причём сначала радио импульсы посылались на Венеру с целью измерения расстояния для уточнения астрономической единицы.

В 80-е годы США и СССР стали исследовать размытие отражённого импульса по частоте («спектр отражённого импульса») и затягивание во времени. Размытие по частоте объясняется вращением планеты (эффект Доплера), затягивание во времени — различным расстоянием до центра и краёв диска. Эти исследования проводились главным образом на радиоволнах дециметрового диапазона.

Кроме того, что вращение Венеры обратное, оно обладает ещё одной очень интересной особенностью. Угловая скорость этого вращения (2,99•10^-7 рад/сек) как раз такова, что во время нижнего соединения Венера обращена к Земле всё время одной и той же стороной. Причины такой согласованности между вращением Венеры и орбитальным движением Земли пока не ясны...

И напоследок скажем о том, что наклон плоскости экватора Венеры к плоскости её орбиты не превышает 3°, из-за чего сезонные изменения на планете незначительны, а времён года вовсе нет.

Внутреннее строение планеты Венеры

Средняя плотность Венеры — одна из самых высоких в Солнечной системе: 5,24 г/см³, что лишь на 0,27 г меньше чем плотность Земли. Очень похожи также массы и объёмы обеих планет, с той разницей, что у Земли эти параметры несколько больше: масса в 1,2 раза, объём в 1,15 раз.

Исходя из рассмотренных параметров обеих планет можно сделать вывод, что и внутреннее строение их схожее. И действительно: Венера, так же как и Земля состоит из 3-х слоёв: коры, мантии и ядра.

Самый верхний слой — венерианская кора, толщиной примерно 16 км. Состоит кора из базальтов, имеющих невысокую плотность — порядка 2,7 г/см³, и сформированных в результате излияния лавы на поверхность планеты. Наверное поэтому у венерианской коры относительно небольшой геологический возраст — порядка 500 млн.лет. Как считают некоторые учёные процесс излияния потоков лавы на поверхность Венеры происходит с некой периодичностью: сначала вещество в мантии, благодаря распаду радиоактивных элементов, нагревается: конвективные потоки или плюмы взламывают кору планеты, образуя уникальные детали поверхности — тессеры. Достигнув определённой температуры потоки лавы пробивают себе выход на поверхность, покрывая слоем базальтов почти всю планету. Излияния базальтов происходили неоднократно, а в периоды затишья вулканической деятельности лавовые равнины подвергались растяжению за счёт охлаждения, и тогда формировались пояса венерианских трещин и гряд. Около 500 млн. лет назад процессы в верхней мантии Венеры будто затихли, возможно, за счёт истощения внутреннего тепла.

Под планетарной корой лежит второй слой — мантия, которая простирается на глубину порядка 3300 км до границы с железным ядром. По всей видимости мантия Венеры состоит из двух слоёв: твёрдой нижней мантии и частично расплавленной верхней.

Ядро Венеры, масса которого составляет около четверти всей массы планеты, а плотность — 14 г/см³ — твёрдое или частично расплавленное. Данное предположение выдвинуто на основании изучения магнитного поля планеты, которого попросту нет. А раз нет магнитного поля, значит нет источника, который это магнитное поле генерирует, т.е. в железном ядре нет перемещения заряженных частиц (конвективных потоков), следовательно, движения вещества в ядре не происходит. Правда магнитное поле может не генерироваться и из-за медленного вращения планеты...

Поверхность планеты Венеры

Форма планеты Венеры близка к сферической. Более точно она может быть представлена трёхосным эллипсоидом, у которого полярное сжатие на два порядка меньше, чем у Земли.

В экваториальной плоскости полуоси эллипсоида Венеры равны 6052,02±0,1 км и 6050,99±0,14 км. Полярная полуось составляет 6051,54±0,1 км. Зная эти размеры можно вычислить площадь поверхности Венеры — 460 млн. км².

Данные о размерах твёрдого тела Венеры были получены с использованием радиоинтерференционных методов и уточнены при помощи радиовысотометрических и траекторных измерений, когда планета оказалась в пределах досягаемости космических аппаратов.

Большую часть поверхности Венеры занимают равнины (до 85% от всей площади планеты), среди которых преобладают гладкие, незначительно осложнённые сетью узких извилистых пологосклонных гряд, базальтовые равнины. Гораздо меньшую площадь чем гладкие занимают лопастные или холмистые равнины (до 10% поверхности Венеры). Для них типичны языковидные выступы, как бы лопасти, различающиеся по радиояркости, которые могут быть интерпретированы как обширные лавовые покровы маловязких базальтов, а также многочисленные конусы и купола диаметром 5-10 км, иногда с кратерами на вершинах. Встречаются на Венере и участки равнин, густо покрытые трещинами или же практически не нарушенные тектоническими деформациями.

Помимо равнин на поверхности Венеры обнаружены три обширные возвышенные области, которым присвоены имена земных богинь любви.

Одна из таких областей — архипелаг Иштар, представляет собой обширную горную область в северном полушарии, сравнимую по размерам с Австралией. В центре архипелага лежит плато Лакшми вулканического происхождения, которое по площади вдвое больше земного Тибета. С запада плато ограничивается горами Акны, с северо-запада — горами Фрейи, высотой до 7 км и с юга — складчатыми горами Дану и уступами Весты и Ут, с общим понижением до 3 км и более. Восточная часть плато "врезается" в высочайшую горную систему Венеры — горы Максвелла, названные в честь английского физика Джеймса Максвелла. Центральная часть горного массива возвышается на 7 км, а отдельные горные вершины, расположенные вблизи нулевого меридиана (63° с.ш. и 2.5° в.д.) вздымаются до высот 10,81-11,6 км, на 15 км выше самой глубокой венерианской впадины, которая лежит недалеко от экватора.

Другая возвышенная область — архипелаг Афродиты, протянувшийся вдоль венерианского экватора, по размерам ещё больше: 41 млн. км², хотя высоты здесь ниже.

Эта обширная территория, расположенная в экваториальной области Венеры и протянувшаяся на 18 тыс. км, охватывает долготы от 60° до 210°. Она простирается от 10° с.ш. до 45° ю.ш. более чем на 5 тыс. км, а её восточная оконечность — область Атлы — тянется до 30° с.ш.

Третьей возвышенной областью Венеры является земля Лады, лежащая в южном полушарии планеты и противоположная архипелагу Иштар. Это довольно ровная территория, средняя высота поверхности которой близка к 1 км, а максимум (чуть более 3 км) достигается в венце Кецальпетлатль диаметром 780 км.

Кроме этих возвышенных областей, из-за своих размеров и высот, называемых «землями», на поверхности Венеры выделяются и другие, менее обширные. Такие, например, как тессеры (от греч. — черепица), представляющие собой возвышенности или нагорья размерами от сотен до тысяч километров, поверхность которых пересечена в разных направлениях системами ступенчатых хребтов и разделяющих их желобов, образованных роями тектонических разломов.

Хребты или гряды в пределах тессер могут быть линейными и протяжёнными: до многих сотен километров. А могут быть и острыми или, наоборот, закруглёнными, иногда и с плоской вершинной поверхностью, ограниченной вертикальными уступами, что напоминает сочетание ленточных грабенов и горстов в земных условиях. Нередко гряды напоминают сморщенную пленку застывшего киселя или канатные лавы базальтов Гавайских островов. Высотой гряды могут быть до 2 км, а уступов — до 1 км.

Желоба, разделяющие гряды, выходят далеко за пределы нагорий, протягиваясь на тысячи километров по обширным венерианским равнинам. По топографии и морфологии они похожи на рифтовые зоны Земли и, похоже, имеют ту же природу.

Образование же самих тессер связывают с неоднократными тектоническими движениями верхних слоёв Венеры, сопровождаемых сжатиями, растяжениями, расколами, поднятиями и опусканиями различных участков поверхности.

Это, надо сказать, наиболее древние геологические образования на поверхности планеты, поэтому и названия им присвоены соответствующие: в честь богинь, связанных со временем и судьбой. Так, крупное нагорье, протянувшееся на 3 000 км неподалеку от северного полюса, названо тессерой Фортуны, к югу от него находится тессера Лаймы, носящая имя латышской богини счастья и судьбы.

Вместе с землями или континентами тессеры занимают чуть более 8,3% территории планеты, т.е. ровно в 10 раз меньшую площадь чем равнины, и возможно являются фундаментом значительной, если не всей, территории равнин. Оставшиеся 12% территории Венеры занимают 10 типов рельефа: венцы, тектонические разломы и каньоны, вулканические купола, «арахноиды», таинственные каналы (борозды, линии), гряды, кратеры, патеры, кратеры с тёмными параболами, холмы. Рассмотрим каждый из этих элементов рельефа более подробно.

Венцы, являющиеся наравне с тессерами, уникальными деталями рельефа поверхности Венеры, представляют собой крупные вулканические депрессии овальной или круглой формы с приподнятой центральной частью, окружённые валами, хребтами, углублениями. Центральную часть венцов занимает обширное межгорное плато, от которого кольцами отходят горные гряды, часто возвышающиеся над центральной частью плато. Кольцевое обрамление венцов обычно неполное.

Венцов на планете Венере, по результатам исследования с космических аппаратов, обнаружено несколько сотен. Между собой венцы различаются размерами (от 100 до 1000 км), возрастом слагающих их пород.

Образовались венцы, по-видимому, в результате активных конвективных потоков в мантии Венеры. Вокруг многих из венцов наблюдаются застывшие лавовые потоки, расходящиеся в стороны в виде широких языков с фестончатым внешним краем. По-видимому именно венцы могли служить основными источниками, через которые на поверхность планеты поступало расплавленное вещество из недр, застывая формируя обширные равнинные участки, занимающие до 80% территории Венеры. Названия этим изобильным источникам расплавленных горных пород даны по именам богинь плодородия, урожая, цветов.

Некоторые учёные считают что венцам предшествует ещё одна специфическая форма венерианского рельефа — арахноиды. Арахноиды, получившие своё название из-за внешнего сходства с пауками, по форме напоминают венцы, но имеют меньшие размеры. Яркие линии, простирающиеся от их центров на многие километры, возможно, соответствуют разломам поверхности, возникшим, когда магма вырывалась из недр планеты. Всего арахноидов известно около 250.

Кроме тессер, венцов и арахноидов с эндогенными (внутренними) процессами связано образование тектонических разломов или желобов. Тектонические разломы нередко группируются в протяжённые (до тысяч километров) пояса, очень широко распространённые на поверхности Венеры и могут быть связаны с другими структурными формами рельефа, например с каньонами, которые по своему строению напоминают земные континентальные рифты. В некоторых случаях наблюдается почти ортогональный (прямоугольный) рисунок взаимно пересекающихся трещин.

Очень широко распространены на поверхности Венеры и вулканы: их здесь тысячи. Причём некоторые из них достигают громадных размеров: до 6 км высоты и 500 км ширины. Но большая часть вулканов значительно меньше: всего 2-3 км в поперечнике и 100 м в высоту. Подавляющее большинство венерианских вулканов — потухшие, но некоторые возможно извергаются и в настоящее время. Наиболее очевидным кандидатом на роль действующего вулкана является гора Маат.

В ряде мест на поверхности Венеры обнаружены загадочные борозды и линии длиной от сотен до нескольких тысяч километров и шириной от 2 до 15 км. Внешне они похожи на речные долины и имеют те же признаки: меандровидные извилины, расхождение и схождение отдельных "проток", и, в редких случаях,— нечто похожее на дельту.

Самым длинным руслом на планете Венере является долина Балтис, протяжённостью около 7000 км при очень выдержанной (2-3 км) ширине.

Кстати, северная часть долины Балтис была обнаружена ещё на снимках АМС «Венера-15» и «Венера-16», но разрешение изображений того времени было недостаточно высоким, чтобы различить детали этого образования, и оно было закартировано как протяженная трещина неизвестного происхождения.

Происхождение венерианских долин или русел остаётся загадкой, и в-первую очередь потому, что учёным неизвестна жидкость, способная прорезать поверхность на такие расстояния. Расчёты, произведённые учёными, показали, что у базальтовых лав, следы излияния которых широко распространены на всей поверхности планеты, не хватило бы запасов тепла, чтобы безостановочно течь и подплавляя вещество базальтовых же равнин, прорезать в них русла на протяжении тысяч километров. Ведь подобные русла известны, например, на Луне, правда протяжённость их — всего десятки километров.

Поэтому, вероятно, жидкостью, прорезавшей базальтовые равнины Венеры на сотни и тысячи километров, могли быть перегретые коматиитовые лавы или даже более экзотические жидкости вроде расплавленных карбонатов или расплавленной серы. До конца же происхождение долин Венеры неизвестно...

Кроме долин, являющихся отрицательными формами рельефа, на равнинах Венеры распространены и положительные формы рельефа — гряды, известные также как одна из составляющих специфического рельефа тессер. Гряды часто формируются в протяжённые (до 2000 км и более) пояса шириной в первые сотни километров. Ширина отдельной гряды гораздо меньше: редко до 10 км, а на равнинах сокращается до 1 км. Высоты гряд составляют от 1,0-1,5 до 2 км, а уступов, их ограничивающих,— до 1 км. Светлые извилистые гряды на фоне более тёмного радиоизображения равнин представляют собой наиболее характерный рисунок поверхности Венеры и занимают ~70% её площади.

На гряды очень похожи и такие детали поверхности Венеры как холмы, с той разницей, что размеры их меньше.

Все описанные выше формы (или типы) рельефа поверхности Венеры обязаны своим происхождением внутренней энергии планеты. Типов рельефа, происхождение которых вызвано внешними причинами, на Венере всего три: кратеры, патеры и кратеры с тёмными параболами.

В отличии от многих других тел Солнечной системы: планет земной группы, астероидов, на Венере обнаружено сравнительно мало ударных метеоритных кратеров, что связывают с активной тектонической деятельностью, которая прекратилась 300-500 млн. лет назад. Вулканическая деятельность протекала очень бурно, так как в противном случае количество кратеров на более древних и более молодых участках заметно различалось бы и распределение их по площади не было бы случайным.

Всего на поверхности Венеры к настоящему времени обнаружено 967 кратеров, диаметром от 2 до 275 км (у кратера Мид). Кратеры условно делятся на большие (свыше 30 км) и малые (менее 30 км), к которым относятся 80% от общего числа всех кратеров.

Плотность ударных кратеров на поверхности Венеры очень низкая: примерно в 200 раз меньше, чем на Луне, и в 100 раз меньше, чем на Марсе, что соответствует всего 2 кратерам на 1 млн. км² венерианской поверхности.

Рассматривая снимки поверхности планеты сделанные аппаратом «Магеллан» учёные смогли увидеть некоторые стороны образования ударных кратеров в условиях Венеры. Вокруг кратеров удалось обнаружились светлые лучи и кольца — породу, выброшенную во время взрыва. У многих кратеров часть выбросов представляет собой жидкотекучую субстанцию, образующую направленные обычно в одну сторону от кратера обширные потоки длиной в десятки километров. Пока учёные ещё не выяснили, что же это за жидкость: перегретый ударный расплав или суспензия тонкообломочного твёрдого вещества и капелек расплава, взвешенная в приповерхностной атмосфере.

Несколько венерианских кратеров затоплено лавой, поступившей с прилегающих равнин, но подавляющее их большинство имеет очень отчётливый облик, что указывает на слабую интенсивность процессов эрозии материала на поверхности Венеры.

Днище большинства кратеров на Венере — тёмное, что указывает на гладкую поверхность.

Ещё одним распространенным типом местности являются кратеры с тёмными параболами, причём основную площадь занимают именно тёмные (в радиоизображении) параболы, общая площадь которых составляет почти 6% всей поверхности Венеры. Цвет парабол связан с тем, что сложены они покровом мелкообломочного материала мощностью до 1-2 м, образованным за счёт выбросов из ударных кратеров. Возможна также переработка этого материала эоловыми процессами, которые господствовали в ряде областей Венеры, оставив многокилометровые участки полосовидного эолового рельефа.

На кратеры и кратеры с тёмными параболами похожи патеры — кратеры неправильной формы или сложные кратеры с фестончатыми краями.

Все указанные данные были собраны когда планета Венера оказалась в пределах досягаемости космических аппаратов (советских, серий «Венера», и американских, серий «Маринер» и «Пионер-Венера»).

Так, в октябре 1975 года, спускаемые аппараты АМС «Венера-9» и «Венера-10» совершили мягкую посадку на поверхность планеты и передали на Землю изображения места посадки. Это были первые в мире фотографии, переданные с поверхности другой планеты. Изображение получалось в видимых лучах с помощью телефотометра — системы, по принципу действия напоминающей механическое телевидение.

Кроме фотографирования поверхности АМС «Венера- 8», «Венера- 9» и «Венера- 10» измерили плотность поверхностных пород и содержание в них естественных радиоактивных элементов.

В местах посадки «Венеры-9» и «Венеры-10» плотность поверхностных пород была близка к 2,8 г./см³, а по уровню содержания радиоактивных элементов можно заключить, что эти породы близки по составу к базальтам — наиболее широко распространённым изверженным породам земной коры...

В 1978 г. был запущен американский аппарат «Пионер-Венера», результатом работы которого стала топографическая карта, созданная на основе радарной съемки.

Наконец в 1983 г. на орбиту вокруг Венеры вышли космические корабли «Венера-15» и «Венера-16». Используя радар, они построили карту северного полушария планеты до параллели 30° в масштабе 1:5 000 000 и впервые обнаружили такие уникальные детали поверхности Венеры как тессеры и венцы.

Ещё более подробные карты всей поверхности с деталями размером до 120 м получены в 1990 году кораблём «Магеллан». С помощью компьютеров радиолокационную информацию превратили в изображения, похожие на фотографии, где видны вулканы, горы и другие детали ландшафта.

Согласно решению Международного астрономического союза на карте Венеры — только женские имена, поскольку и сама она, единственная из планет, носит женское имя. Из этого правила есть только 3 исключения: горы Максвелла, области Альфа и Бета.

Названия для деталей её рельефа, которые берутся из мифологий различных народов мира, присваиваются в соответствии с заведённым порядком. Вот так:

Возвышенности названы в честь богинь, титанид, великанш. Например, область Ульфрун, получившая название по имени одной из девяти великанш в скандинавских мифах.

Низменностям — героинь мифов. В честь одной из таких героинь древнегреческой мифологии названа глубочайшая низменность Аталанты, лежащая в северных широтах Венеры.

Борозды и линии названы в честь женских воинственных мифологических персонажей.

Венцы в честь богинь плодородия, земледелия. Хотя самый известный из них — венец Павловой диаметром около 350 км, назван в честь русской балерины.

Гряды называются в честь богинь неба, женских мифологических персонажей, связанных с небом, светом. Так по одной из равнин протянулись гряды Ведьмы. А равнину Берегини с северо-запада на юго-восток пересекают гряды Геры.

Земли и плато носят имена богинь любви, красоты. Так, один из континентов (земель) Венеры носит название земля Иштар и представляет собой высокогорную область с обширным плато Лакшми вулканического происхождения.

Каньоны на Венеры названы в честь мифологические персонажей, связанных с лесом, охотой или Луной (аналогичны римской Артемиде).

Горную местность в северном полушарии планеты пересекает протяженный каньон Бабы-яги. В пределах областей Бета и Фебы выделяется каньон Деваны. А от области Фемиды до земли Афродиты более чем на 10 тыс. км протянулся крупнейший венерианский карьер Парнгэ.

Названия большим кратерам присваивают по фамилиям знаменитых женщин. Малые же кратеры носят просто обычные женские имена. Так, на высокогорном плато Лакшми можно встретить небольшие кратеры Берта, Людмила и Тамара, расположенные южнее гор Фрейи и восточнее крупного кратера Осипенко. Рядом с венцом Нефертити находится кратер Потанина, носящий имя русской исследовательницы Центральной Азии, а рядом — кратер Войнич (английской писательницы, автора романа «Овод»). А крупнейший на планете кратер получил имя американского этнографа и антрополога Маргарет Мид.

Патеры называют по тому же принципу, что и большие кратеры, т.е. по фамилиям известных женщин. Пример: патера Салфо.

Равнины получают названия в честь героинь различных мифов. Например, равнины Снегурочки и Бабы-яги. Вокруг северного полюса простираются равнина Лоухи - хозяйки Севера в карельских и финских мифах.

Тессеры получают названия в честь богинь судьбы, счастья, удачи. Например, наибольшая среди тессер Венеры называется тессера Теллуры.

Уступы — в честь богинь домашнего очага: Весты, Ут и т.д..

Надо сказать, что планета лидирует по числу наименованных деталей среди всех планетных тел. На Венере и самое большое разнообразие названий по их происхождению. 3десь встречаются имена из мифов 192 различных национальностей и этнических групп со всех континентов мира. Причем названия располагаются по планете вперемешку, без образования «национальных районов».

И в заключении описания поверхности Венеры приведём краткую структуру современной карты планеты.

За нулевой меридиан (соответствует земному Гринвичскому) на карте Венеры ещё в середине 60-х был принят меридиан, проходящий через центр светлой (на радарных изображениях) округлой области поперечником в 2 тыс. км, расположенной в южном полушарии планеты и названной областью Альфа по начальной букве греческого алфавита. Позднее, с возрастанием разрешающей способности этих изображений, положение нулевого меридиана было смещено примерно на 400 км в связи с тем, чтобы он проходил через небольшое светлое пятно в центре крупной кольцевой структуры поперечником 330 км под названием Ева. После создания первых обширных карт Венеры в 1984 году обнаружилось, что точно на нулевом меридиане, в северном полушарии планеты, расположен небольшой кратер диаметром 28 км. Кратер получил название Ариадна, по имени героини греческого мифа и был гораздо удобнее в качестве опорной точки.

Нулевой меридиан, вместе с меридианом 180° делит поверхность Венеры на 2 полушария: восточное и западное.

Атмосфера Венеры. Физические условия на планете Венера

Над безжизненной поверхностью Венеры лежит уникальная, самая плотная в Солнечной системе, атмосфера, обнаруженная в 1761 г. М.В. Ломоносовым, наблюдавшим прохождение планеты по диску Солнца.

Атмосфера Венеры настолько плотная, что разглядеть сквозь неё какие-либо детали на поверхности планеты абсолютно невозможно. Поэтому долгое время многие исследователи полагали, что условия на Венере близки к тем, что были на Земле в каменноугольный период, а следовательно, там обитает и похожая фауна. Однако, проведённые с помощью спускаемых аппаратов межпланетных станций исследования показали, что климат Венеры и климат Земли — две большие разницы и общего между ними нет ничего. Так, если температура нижнего слоя воздуха на Земле редко превышает +57°C, то на Венере температура приповерхностного слоя воздуха достигает 480°C, причём её суточные колебания незначительны.

Значительные различия наблюдаются и в составе атмосфер двух планет. Если в атмосфере Земли преобладающим газом является азот, с достаточным содержанием кислорода, незначительным содержанием углекислого и других газов, то в атмосфере Венеры ситуация прямо противоположная. Преобладающую долю атмосферы составляет углекислый газ (~97%) и азот (около 3%), с небольшими добавками водяного пара (0,05%), кислорода (тысячные доли процента), аргона, неона, гелия и криптона. В очень малых количествах имеются также примеси SO, SO₂, H₂S, CO, HCl, HF, CH₄, NH₃.

Давление и плотность атмосфер обеих планет также сильно различается. Например, атмосферное давление на Венере — около 93 атмосфер (в 93 раза больше чем на Земле), а плотность венерианской атмосферы почти на два порядка выше, чем плотность атмосферы Земли и всего в 10 раз меньше плотности воды. Столь высокая плотность не может не сказаться на общей массе атмосферы, которая примерно в 93 раза превышает массу атмосферы Земли.

Как сейчас считают многие астрономы; высокая температура поверхности, большое атмосферное давление и большое относительное содержание углекислого газа — факторы, видимо, связанные между собой. Высокая температура способствует превращению карбонатных пород в силикатные, с выделением СО₂. На Земле CO₂ связывается и переходит в осадочные породы в результате действия биосферы, которая на Венере отсутствует. С другой стороны, большое содержание СО₂ способствует разогреву венерианской поверхности и нижних слоёв атмосферы, что было установлено американским учёным Карлом Саганом.

По сути газовая оболочка планеты Венеры — это гигантский парник. Она способна пропускать солнечное тепло, но не выпускает наружу, попутно поглощая излучение самой планеты. Поглотителями являются углекислый газ и водяной пар. Парниковый эффект имеет место и в атмосферах других планет. Но если в атмосфере Марса он поднимает среднюю температуру у поверхности на 9°, в атмосфере Земли — на 35°, то в атмосфере Венеры этот эффект достигает 400 градусов!

Некоторые учёные считают что 4 млрд. лет назад атмосфера Венеры больше походила на атмосферу Земли с жидкой водой на поверхности и именно испарение этой воды вызвало неконтролируемый парниковый эффект, наблюдаемый и в настоящее время...

Атмосфера Венеры состоит из нескольких сильно различающихся по плотности, температуре и давлению слоёв: тропосферы, мезосферы, термосферы и экзосферы.

Тропосфера — самый нижний и плотный слой венерианской атмосферы. В ней заключено 99% массы всей атмосферы Венеры, из которых 90% — до высоты 28 км.

Температура и давление в тропосфере с высотой уменьшаются, достигая на высотах близких к 50-54 км, значений +20° +37°C и давления всего в 1 атмосферу. При таких условиях вода может существовать в жидком виде (в виде мельчайших капелек), что вместе с оптимальной температурой и давлением, похожими на таковые вблизи поверхности Земли, создаёт благоприятные условия для жизни.

Верхняя граница тропосферы лежит на высоте 65 км. над поверхностью планеты, отделяясь от лежащего выше слоя — мезосферы — тропопаузой. Здесь господствуют ураганные ветры со скоростями 150 м/с и выше, против 1 м/с у самой поверхности.

Ветры в атмосфере Венеры создаются конвекцией: горячий воздух над экватором поднимается вверх и растекается к полюсам. Это глобальное вращение носит название вращение Хэдли (Hadley).

На широтах близких к 60° вращение Хэдли приостанавливается: горячий воздух опускается вниз и начинает обратное движение к экватору, этому способствует и высокая концентрация в этих местах угарного газа. Однако, вращение атмосферы не прекращается и севернее 60-х широт: здесь господствуют т.н. "полярные воротнички". Они характеризуются низкими температурами, высоким положением облаков (до 72 км.).

Их существование — следствие резкого подъёма воздуха, в результате которого наблюдается адиабатное охлаждение.

Вокруг самых полюсов планеты, обрамлённые "полярными воротничками", действуют полярные вихри гигантских масштабов, в четыре раза большие чем их земные аналоги. У каждого вихря есть два глаза — центра вращения, которые называют полярными диполями. Вихри вращаются с периодом около 3 дней в направлении общего вращения атмосферы, причём скорости ветра составляют от 35-50 м/с вблизи их внешних краев до ноля у полюсов.

Полярные вихри, как сегодня считают астрономы, это — антициклоны с нисходящими потоками воздуха в центре и резко поднимающимися возле полярных воротников. Подобные полярным вихрям Венеры структуры на Земле — зимние полярные антициклоны, особенно тот, что образуется над Антарктидой.

Мезосфера Венеры простирается на высотах от 65 до 120 км и может быть разделена на 2 слоя: первый лежит на высоте 62-73 км, отличается постоянной температурой и является верхней границей облаков; второй — на высоте между 73-95 км, температура здесь падает с высотой, достигая на верхней границе своего минимума в -108°C. Выше 95 км над поверхностью Венеры начинается мезопауза — граница между мезосферой и лежащей выше термосферой. В пределах мезопаузы температура растёт с высотой, достигая на дневной стороне Венеры +27° +127°C. На ночной же стороне Венеры в пределах мезопаузы происходит значительное выхолаживание и температура падает до -173°C. Эту область, самую холодную на Венере, иногда даже называют криосферой.

На высотах выше 120 км лежит термосфера, которая простирается до высоты 220-350 км, до границы с экзосферой — района где лёгкие газы покидают атмосферу и присутствует в основном только водород. Заканчивается экзосфера, а вместе с ней и атмосфера на высоте ~5500 км, где температура достигает 600-800 К.

В пределах мезо- и термосферы Венеры, так же как в расположенной ниже тропосфере, происходит вращение воздушной массы. Правда, перемещение воздушной массы происходит не в направлении от экватора к полюсам, а в направлении от дневной стороны Венеры к ночной. На дневной стороне планеты происходит мощный подъём тёплого воздуха, который растекается на высотах 90-150 км, перемещаясь к ночной стороне планеты, где нагретый воздух резко опускается вниз, в результате чего происходит адиабатное нагревание воздуха. Температура в этом слое составляет всего -43°C, что на целых 130° выше чем в целом на ночной стороне мезосферы.

Данные о характеристиках, составе венерианской атмосферы были получены ещё АМС серии «Венера» с порядковыми номерами 4, 5 и 6. «Венеры 9 и 10» уточнили содержание водяного пара в глубоких слоях атмосферы, выяснив, что max водяного пара содержится на высотах 50 км, где его в сто раз больше, чем у твёрдой поверхности, а доля пара приближается к одному проценту.

Кроме изучения состава атмосферы межпланетные станции «Венера-4, 7, 8, 9, 10» измерили давление, температуру и плотность в нижних слоях атмосферы Венеры. В результате было установлено, что температура на поверхности Венеры составляет около 750° К (480ºC), а давление близко к 100 атм.

Спускаемые аппараты «Венеры-9» и «Венеры-10» также получили сведения, касающиеся структуры облачного слоя. Так, на высотах от 70 до 105 км находится разреженная стратосферная дымка. Ниже, на высоте от 50 до 65 км (редко до 90 км), располагается наиболее плотный слой облаков, который по своим оптическим свойствам скорее ближе к разреженному туману, чем к облакам в земном смысле слова. Дальность видимости здесь достигает нескольких километров.

Под основным облачным слоем — на высотах от 50 до 35 км, плотность падает в несколько раз, и атмосфера ослабляет солнечное излучение главным образом за счёт рэлеевского рассеяния в СO₂.

Подоблачная дымка появляется только в ночное время, распространяясь вниз до уровня 37 км — к полуночи и до 30 км — к рассвету. К полудню эта дымка рассеивается.

Цвет облаков Венеры оранжево-жёлтого цвета, из-за значительного содержания в атмосфере планеты СО₂, крупные молекулы которого рассеивают именно эту часть солнечного света, и состава самих облаков, состоящих из 75-80-процентной серной кислоты (возможно, даже фтористо-серной) с примесями соляной и плавиковой кислот. Состав облаков Венеры был раскрыт в 1972 г. американскими исследователями Луизой и Эндрю Янгами, а также Годфри Силлом независимо друг от друга.

Исследования показали, что кислота в венерианских облаках образуется химическим путём из диоксида серы (SO₂) источниками которого могут быть серосодержащие породы поверхности (пириты) и вулканические извержения. Вулканы проявляют себя и в другом: их извержения порождают мощные электрические разряды — настоящие грозы в атмосфере Венеры, которые неоднократно регистрировались приборами станций серии «Венера». Причём грозы на планете Венере очень сильные: молнии бьют на 2 порядка чаще чем в атмосфере Земли. Это явление получило название «Электрический Дракон Венеры».

Облака имеют очень высокую яркость, отражая 76% света (это сопоставимо с отражательной способностью кучевых облаков в атмосфере и ледяных полярных шапок на поверхности Земли). Иначе говоря, более трёх четвёртой солнечной радиации отражается облаками и лишь менее одной четверти проходит вниз.

Температура облаков — от +10° до -40°С.

Облачный слой стремительно перемещается с востока на запад, делая один оборот вокруг планеты за 4 земных суток (по данным наблюдений «Маринера-10»).

Магнитное поле Венеры. Магнитосфера планеты Венеры

Магнитное поле Венеры незначительно — его магнитный дипольный момент меньше, чем у Земли, по крайней мере, на пять порядков. Причинами такого слабого магнитного поля являются: медленное вращение планеты вокруг своей оси, низкая вязкость планетарного ядра, возможно есть и иные причины. Тем не менее в результате взаимодействия межпланетного магнитного поля с ионосферой Венеры, в последней создаются магнитные поля небольшой напряжённости (15-20 нТл), хаотично расположенные и непостоянные. Это так называемая вызванная магнитосфера Венеры, у которой имеются головная ударная волна, магнитослой, магнитопауза, хвост магнитосферы.

Головная ударная волна лежит на высотах 1900 км над поверхностью планеты Венеры. Это расстояние было измерено в 2007 г. во время минимума солнечной активности. Во время максимума солнечной активности высота ударной волны увеличивается.

Магнитопауза расположена на высоте 300 км, что немногим выше чем ионопауза. Между ними существует магнитный барьер — резкое повышение магнитного поля (до 40 Тл), которое препятствует проникновению солнечной плазмы в глубины атмосферы Венеры, по крайней мере во время минимума солнечной активности. В верхних же слоях атмосферы с деятельностью солнечного ветра связывают значительные потери ионов O+, H+ и ОH+. Протяжённость магнитопаузы до десяти радиусов планеты. Само же магнитное поле Венеры, точнее его хвост, простирается до нескольких десятков венерианских диаметров.

Ионосфера планеты, с которой связано наличие магнитного поля Венеры, возникает под воздействием значительных приливных воздействий из-за относительной близости к Солнцу, благодаря чему над поверхностью Венеры образуется электрическое поле, напряжённость которого может вдвое превышать напряжённость «поля ясной погоды», наблюдаемого над поверхностью Земли. Ионосфера Венеры расположена на высотах 120-300 км и состоит из трёх слоёв: между 120-130 км, между 140-160 км и между 200-250 км. На высотах близких к 180 км может быть дополнительный слой. Максимальное число электронов в единице объёма — 3×10¹¹ m^-3 обнаружено во 2 слое около подсолнечного пункта.