Венера

Вторая по расстоянию от Солнца и ближайший к Земле планета Солнечной системы. Среднее расстояние от Солнца — 108 млн. км. Период обращения вокруг него — 225 сут. Во время нижних соединений может приближаться к Земле до 40 млн. км, т. е. ближе любой другой большой планеты Солнечной системы. Синодический период (от одного нижнего соединения до Другого) равен 584 сут. Наилучшие условия видимости Венеры приходятся на периоды элонгации, хотя угловое расстояние Венеры от Солнца не превышает 48°, вследствие чего она видна либо после захода Солнца (вечерняя звезда), либо недолго до его восхода (утренняя звезда). Венера— самое яркое светило на небе после Солнца и Луны. Известна людям с глубокой древности.

Диаметр Венеры — 12 100 км (95% диаметра Земли), масса — 81,5% массы Земли или 1:408400 массы Солнца, средняя плотность — 5,2 г/см3, ускорение силы тяжести на поверхности — 8,6 м/с2 (90% земного). Период вращении Венеры долго не удавалось определить из-за плотной атмосферы и облачного слоя, окутывающих эту планету. Только с помощью радиолокации было установлено, что он равен 243,2 сут, причем Венера вращается в обратную сторону по сравнению с Землей и другими планетами. Наклон оси вращения Венеры к плоскости ее орбиты равен почти 90°.

Существование атмосферы Венеры было обнаружено в 1761 г. М.В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения ее по диску Солнца. В XX веке с помощью спектральных исследований в атмосфере Венеры найден углекислый газ, который оказался основным газом ее атмосферы. По данным советских межпланетных станций серии «Венера», на долю углекислого газа приходится 97% всего состава атмосферы Венеры. В нее входит также около 2% азота и инертных газов, не более 0,1 % кислорода и небольшие количества окиси углерода, хлороводорода и фтороводорода. Кроме того, в ее атмосфере содержится около 0,1% водяного пара. Углекислый газ и водяной пар создают в атмосфере Венеры парниковый эффект, приводящий к сильному разогреванию поверхности планеты. Причина этого состоит в том, что оба газа интенсивно поглощают инфракрасные (тепловые) лучи, испускаемые нагретой поверхностью Венеры. Температура ее достигает около 500° С.

Облачный слой Венеры, скрывающий от нас ее поверхность, как установлено советскими автоматическими станциями серии «Венера», расположен на высотах 49–68 км над поверхностью, по плотности напоминает легкий туман. Но большая протяженность облачного слоя делает его совершенно непрозрачным для земного наблюдателя. Предполагается, что облака состоят из капель водного раствора серной кислоты. Освещенность на поверхности в дневное время подобна земной в серый пасмурный день.

Из космоса облака Венеры выглядят как система полос, располагающихся обычно параллельно экватору планеты, однако порой они образуют детали, которые были замечены еще с Земли, что и позволило установить примерно 4-суточный период вращения облачного слоя.

Это четырехсуточное вращение было подтверждено космическими аппаратами и объясняется наличием на уровне облаков постоянных ветров, дующих в сторону вращения планеты со скоростью 100 м/с.

Атмосферное давление у поверхности Венеры составляет около 9 МПа, а плотность в 35 раз превосходит плотность земной атмосферы. Количество углекислого газа в атмосфере Венеры в 400 тыс. раз больше, чем в земной атмосфере. Причиной этого, вероятно, является интенсивная в прошлом вулканическая деятельность, а кроме того, отсутствие на Венере двух основных поглотителей углекислого газа — океана с его планктоном и растительности.

Самые верхние слои атмосферы Венеры состоят почти целиком из водорода. Водородная атмосфера простирается до высоты 5500 км.

Радиолокация позволила изучить невидимый из-за облаков рельеф Венеры. В приэкваториальной области обнаружено более 10 кольцевых структур, подобных кратерам Луны и Меркурия, диаметром от 35 до 150 км, но сильно сглаженных и плоских. Обнаружен разлом в коре планеты длиной 1500 км, шириной 150 км и глубиной около 2 км, горные массивы, вулкан с диаметром основания 300–400 км и высотой около 1 км, огромная котловина протяженностью 1500 км с севера на юг и 1000 км с запада на восток. Межпланетные станции «Венера-9» и «Венера-10» позволили изучить с орбит искусственных спутников Венеры рельеф 55 районов планеты; при этом были обнаружены гористые участки местности с перепадом высот 2–3 км, а также и относительно ровные участки. Поверхность Венеры в целом более гладкая, чем поверхность Луны.

На фотографиях поверхности Венеры, переданных спускаемыми аппаратами «Венеры-9» и «Венеры-10», видна каменистая пустыня с характерными скальными образованиями. На снимке с «Венеры-9» видна свежая осыпь камней, что говорит о непрекращающейся тектонической активности планеты. Внешний вид камней и их анализ с помощью гамма-спектрометра говорят об их магматическом происхождении.

Венера — планета со сложным рельефом. Анализ ее природы и атмосферы может иметь большое значение для построения теории эволюции всех планет Солнечной системы, в том’ числе и нашей Земли. Спутников Венера не имеет.