VENUS (PLANET): OPDAGELSE, KARAKTERISTIKA, SAMMENSÆTNING, BANE - ARTE - 2025

Venus er den næst nærmeste planet til solen i solsystemet og den mest ligner Jorden i størrelse og masse. Den er synlig som en smuk stjerne, den lyseste efter solen og månen. Derfor er det ikke overraskende, at det har tiltrukket sig opmærksomheder fra observatører siden oldtiden.

Fordi Venus vises ved solnedgang på bestemte tidspunkter af året og ved solopgang hos andre, troede de gamle grækere, at de var forskellige kroppe. Som morgenstjernen kaldte de det fosfor og om aftenens optræden var det Hesperus.

Figur 1. Foto af planeten Venus, øverst til venstre, ved siden af ​​Månen. Kilde: Pixabay.

Senere forsikrede Pythagoras, at det var den samme stjerne. Omkring 1600 f.Kr. vidste de antikke astronomer i Babylon allerede, at aftenstjernen, som de kaldte Ishtar, var den samme, som de så ved daggry.

Romerne vidste det også, skønt de fortsatte med at give forskellige navne på morgen- og aftenoptagelser. Også mayaerne og de kinesiske astronomer efterlod fortegnelser over observationer af Venus.

Hver ældgamle civilisation gav den et navn, skønt Venus 'navn endelig sejrede, den romerske gudinde for kærlighed og skønhed, svarende til den græske afrodite og den babylonske Ishtar.

Med fremkomsten af ​​teleskopet begyndte Venus natur at blive bedre forstået. Galileo observerede sine faser i det tidlige 1600-tallet, og Kepler foretog beregninger, som han forudsagde en transit til 6. december 1631.

En transit betyder, at planeten kan ses passere foran Solen. På denne måde vidste Kepler, at han kunne bestemme diameteren af ​​Venus, men han døde, før han så sin forudsigelse opfyldt.

Senere i 1761 kunne forskere for første gang estimere jord-solafstanden på 150 millioner kilometer takket være en af ​​disse transitter.

Generelle egenskaber ved Venus

Figur 2. Animation af den majestætiske rotationsbevægelse af Venus gennem radarkonstruerede billeder. Det er ikke nemt at få direkte billeder af Venus på grund af det tykke skydække, der omgiver det. Kilde: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Selvom dens dimensioner er meget lig Jordens dimensioner, er Venus langt fra et gæstfrit sted, siden dens første atmosfære består af 95% kuldioxid, resten er nitrogen og spore mængder af andre gasser. Skyer indeholder dråber svovlsyre og små partikler af krystallinsk faststof.

Derfor er det den varmeste planet i solsystemet, selvom den ikke er tættest på Solen. Den markante drivhuseffekt forårsaget af den tykke atmosfære rig på kuldioxid er ansvarlig for den ekstreme varme på overfladen.

Et andet kendetegn ved Venus er dets langsomme, retrogradede spin. En rejsende kunne observere solopgangen i vest og sætte sig i øst, hvilket blev opdaget takket være radarmålinger.

Yderligere, hvis den skulle forblive længe nok, ville den hypotetiske rejsende blive meget overrasket over at indse, at planeten tager længere tid at rotere rundt om sin akse end at rotere rundt om Solen.

Den langsomme rotation af Venus gør planeten næsten perfekt sfærisk og forklarer også fraværet af et stærkt magnetfelt.

Forskere mener, at planeternes magnetfelt skyldes dynamoeffekten forbundet med bevægelsen af ​​den smeltede metalkerne.

Venus 'svage planetmagnetisme stammer imidlertid fra samspillet mellem den øvre atmosfære og solvinden, strømmen af ​​ladede partikler, som Solen kontinuerligt udsender i alle retninger.

For at forklare manglen på magnetosfære overvejer forskere muligheder som at Venus mangler en smeltet metallisk kerne, eller at den kan have en, men at varme ikke transporteres indvendigt ved konvektion, en nødvendig betingelse for eksistensen af dynamo effekt.

Resumé af planetens vigtigste fysiske egenskaber

-Masse: 4,9 × 10 ²⁴ kg

-Kvatorial radius : 6052 km eller 0,9 gange Jordens radius.

-Form: det er næsten en perfekt sfære.

-Gennemsnitlig afstand til solen: 108 millioner km.

- Orbit hældning: 3,394º i forhold til Jordens baneplan.

-Temperatur: 464 ºC.

-Gravitet: 8,87 m / s ²

-Året magnetfelt: svag, 2 nT intensitet.

-Atmosfære: ja, meget tæt.

-Tæthed: 5243 kg / m ³

-Satellitter: 0

-Ringe: har ikke.

Oversættelsesbevægelse

Som alle planeter har Venus en translationel bevægelse omkring solen i form af en elliptisk, næsten cirkulær bane.

Nogle punkter i denne bane fører til, at Venus kommer meget tæt på Jorden, mere end nogen anden planet, men alligevel tilbringer det meste af tiden faktisk ret langt fra os.

Figur 3. Venusens translationelle bevægelse omkring solen (gul) sammenlignet med jordens (blå). Kilde: Wikimedia Commons. Se mange tak takket være forfatter til original simulering = Todd K. Timberlake forfatter af Easy Java Simulation = Francisco Esquembre Den gennemsnitlige radius for bane er omkring 108 millioner kilometer, derfor er Venus ca. 30% tættere på solen end jorden. Et år på Venus varer 225 jorddage, da det er den tid det tager for planeten at lave en fuldstændig bane.

Venus bevægelsesdata

Følgende data beskriver kort bevægelsen fra Venus:

-Man kredsløbets radius: 108 millioner kilometer.

- Orbit hældning: 3,394º i forhold til Jordens baneplan.

-Exentricitet: 0,01

- Gennemsnitlig orbitalhastighed: 35,0 km / s

- Overførselsperiode: 225 dage

- Rotationsperiode: 243 dage (retrograd)

- Soldag: 116 dage 18 timer

Hvornår og hvordan man observerer Venus

Venus er meget let at finde på nattehimlen; Det er trods alt det lyseste objekt på nattehimmelen efter Månen, da det tette lag med skyer, der dækker det, reflekterer sollys meget godt.

For let at finde Venus skal du bare konsultere et af de mange specialiserede websteder. Der er også smartphone-apps, der giver din nøjagtige placering.

Da Venus er inden for Jordens bane, skal du kigge efter Solen for at finde den mod øst før daggry eller vest efter solnedgang.

Det optimale tidspunkt for observation er, når Venus er mellem den laveste forbindelse, set fra Jorden, og en maksimal forlængelse ifølge følgende diagram:

Figur 4. Sammenhæng af en planet, hvis bane er indre for Jorden. Kilde: Astronomy for Dummies.

Når Venus er i lavere sammenhæng, er det tættere på Jorden, og den vinkel, den danner med Solen, set fra Jorden - forlængelse - er 0º. På den anden side tillader solen ikke, når den er i overlegen sammenhæng, det.

Forhåbentlig kan Venus stadig ses i bred dagslys og kaste en skygge på meget mørke nætter uden kunstig belysning. Det kan skelnes fra stjerner, fordi dens lysstyrke er konstant, hvorimod stjerner blinker eller blinker.

Galileo var den første til at indse, at Venus går gennem faser, ligesom Månen - og Kvikksølv - og dermed bekræfter Copernicus 'idé om, at Solen, og ikke Jorden, er centrum for solsystemet.

Figur 5. Venusens faser. Kilde: Wikimedia Commons. afledt arbejde: Quico (tale) Faser-af-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 juni 2006 (UTC).

Roterende bevægelse

Venus roterer med uret set fra Jordens nordpol. Uranus og nogle satellitter og kometer roterer også i samme retning, mens de andre store planeter, inklusive Jorden, roterer mod uret.

Derudover tager Venus sig tid til at køre sin rotation: 243 jorddage, den langsomste blandt alle planeter. På Venus varer en dag længere end et år.

Hvorfor roterer Venus i den modsatte retning, som de andre planeter gør? Sandsynligvis i sin begyndelse drejede Venus hurtigt i samme retning som alle andre, men der skal være sket noget for at det kunne ændre sig.

Nogle forskere mener, at det skyldes en katastrofisk indflydelse, som Venus havde i sin fjerne fortid med et andet stort himmelobjekt.

Imidlertid antyder matematiske computermodeller muligheden for, at kaotiske atmosfæriske tidevand har påvirket planetens ikke-størkne mantel og kerne, hvilket har vendt rotationsretningen.

Begge mekanismer kan have spillet en rolle under stabiliseringen af ​​planeten, i det tidlige solsystem.

Drivhuseffekten på Venus

På Venus findes der ikke klare og klare dage, så det vil være meget vanskeligt for en rejsende at observere solopgangen og solnedgangen, som er det, der almindeligvis kaldes en dag: soldagen.

Meget lidt lys fra solen kommer til overfladen, da 85% reflekteres fra skyhyllen.

Resten af ​​solstrålingen formår at varme den nedre atmosfære og når jorden. Længere bølgelængder reflekteres og bevares af skyer, kendt som drivhuseffekten. Sådan blev Venus en gigantisk ovn med temperaturer, der var i stand til at smelte bly.

Stort set ethvert sted på Venus er dette varmt, og hvis en rejsende skulle vænne sig til det, ville de stadig være nødt til at modstå det enorme atmosfæriske tryk, som er 93 gange større end på jorden ved havoverfladen, forårsaget af det store 15 kilometer skylag. af tykkelse.

Som om det ikke var nok, indeholder disse skyer svovldioxid, fosforsyre og stærkt ætsende svovlsyre, alt sammen i et meget tørt miljø, da der ikke er vanddamp, bare en lille mængde i atmosfæren.

Så på trods af at han er dækket af skyer, er Venus fuldstændig tør og ikke planeten fuld af frodig vegetation og sumpe, som science fiction-forfattere forestillede sig i midten af ​​det 20. århundrede.

Vand på venus

Mange videnskabsmænd mener, at der var en tid, hvor Venus havde vandhav, fordi de har fundet små mængder deuterium i dens atmosfære.

Deuterium er en isotop af brint, der kombineres med ilt danner såkaldt tungt vand. Brint i atmosfæren slipper let ud i rummet, men deuterium har en tendens til at efterlade rester, hvilket kan være et tegn på, at der var vand i fortiden.

Sandheden er imidlertid, at Venus mistede disse oceaner - hvis de nogensinde eksisterede - for omkring 715 millioner år siden til drivhuseffekten.

Effekten begyndte, fordi kuldioxid, en gas, der let fanger varme, koncentreres i atmosfæren i stedet for at danne forbindelser på overfladen, til det punkt, at vandet fordampede helt og stoppede med at samle sig.

Figur 6. Drivhuseffekt på Venus: kuldioxidskyer holder varme og varmer overfladen. Kilde: Wikimedia Commons. Den originale uploader var Lmb på spansk Wikipedia. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

I mellemtiden blev overfladen så varm, at kulstoffet i klipperne sublimerede og kombineres med atmosfærisk ilt for at danne mere kuldioxid, hvilket brændstof cyklussen, indtil situationen blev hård.

I øjeblikket fortsætter Venus med at miste brint ifølge oplysninger fra Pioneer Venus-missionen, så det er usandsynligt, at situationen vil vende tilbage.

Sammensætning

Der er lidt direkte information om planets sammensætning, da seismisk udstyr ikke overlever længe på den ætsende overflade, og temperaturen er tilstrækkelig til at smelte bly.

Kendt er kuldioxid dominerende i atmosfæren i Venus. Derudover er svovldioxid, carbonmonoxid, nitrogen, ædelgasser såsom helium, argon og neon, spor af hydrogenchlorid, hydrogenfluorid og carbon sulfid blevet påvist.

Skorpen som sådan er rigelig i silicater, mens kernen helt sikkert indeholder jern og nikkel, ligesom jordens.

Venera-proberne detekterede tilstedeværelsen af ​​elementer som silicium, aluminium, magnesium, calcium, svovl, mangan, kalium og titan på overfladen af ​​Venus. Der er muligvis også nogle jernoxider og sulfider, såsom pyrit og magnetit.

Intern struktur

Figur 7. Venusafsnit, der viser lagene på planeten. Kilde: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

At få information om Venus 'struktur er en bedrift, i betragtning af at forholdene på planeten er så fjendtlige, at instrumenterne holder op med at virke på kort tid.

Venus er en stenet indre planet, og det betyder, at dens struktur grundlæggende skal være den samme som Jorden, især når man tager højde for, at begge blev dannet i det samme område af den planetariske tåge, som gav anledning til solsystemet.

Så vidt vides består strukturen af ​​Venus af:

-En jernkerne, der for Venus er ca. 3000 km i diameter og består af en fast del og en smeltet del.

-Mantelen med yderligere 3000 km tykkelse og tilstrækkelig temperatur, så der er smeltede elementer.

-Korpsen, med en variabel tykkelse mellem 10 og 30 km, for det meste basalt og granit.

geologi

Venus er en stenet og tør planet, som det fremgår af de billeder, der er bygget af radarkort, den mest detaljerede ved data fra Magellan-sonden.

Disse observationer viser, at overfladen af ​​Venus er relativt flad, hvilket bekræftes af den målestok, der udføres af nævnte sonde.

Generelt er der på Venus tre veldifferentierede områder:

-Lowlands

–Deponeringssletter

-Highlands

70% af overfladen er sletter af vulkansk oprindelse, lavlandet udgør 20% og de resterende 10% er højland.

Der er få slagkratere, i modsætning til Merkur og månen, skønt dette ikke betyder, at meteoritter ikke kan komme tæt på Venus, men at atmosfæren opfører sig som et filter, der nedbryder dem, der ankommer.

På den anden side slettede vulkansk aktivitet sandsynligvis beviset for gamle påvirkninger.

Vulkaner bugner på Venus, især vulkaner af skjoldtype som dem, der findes på Hawaii, som er lave og store. Nogle af disse vulkaner forbliver sandsynligvis aktive.

Selvom der ikke er nogen pladetektonik som på Jorden, er der adskillige ulykker, såsom fejl, fold og dale af riftype (hvor skorpen gennemgår deformation).

Der er også bjergkæder: den mest fremtrædende er Maxwell-bjergene.

Terrae

Der er ingen oceaner på Venus til at skelne kontinenter, men der er omfattende plateauer, kaldet terra - plural er terrae - der kunne betragtes som sådan. Deres navne er af kærlighedsgudinder i forskellige kulturer, hvoraf de vigtigste er:

-Ishtar Terra, fra den australske vidde. Det har en stor depression, der netop er omgivet af Maxwell-bjergene, opkaldt efter fysikeren James Maxwell. Den maksimale højde er 11 km.

-Aphrodite Terra, meget mere omfattende, ligger i nærheden af ​​ækvator. Størrelsen svarer til størrelsen i Sydamerika eller Afrika og viser tegn på vulkansk aktivitet.

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

Missioner til Venus

Både USA og det tidligere Sovjetunionen sendte ubemandede missioner for at udforske Venus i løbet af anden halvdel af det 20. århundrede.

Indtil videre dette århundrede er missioner fra Det Europæiske Rumfartsagentur og Japan tilføjet. Det har ikke været en let opgave på grund af planetens fjendtlige forhold.

Scallop

Venera-rummissionerne, et andet navn for Venus, blev udviklet i det tidligere Sovjetunionen fra 1961 til 1985. Af disse lykkedes det i alt 10 sonder at nå planetens overflade, den første var Venera 7, i 1970.

Data indsamlet af Venera-missionen inkluderer målinger af temperatur, magnetfelt, tryk, densitet og sammensætning af atmosfæren samt billeder i sort / hvid (Venera 9 og 10 i 1975) og senere i farve (Venera 13 og 14 i 1981).

Figur 9. Replika af Venera-proben. Kilde: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Takket være disse sonder blev det blandt andet lært, at Venus-atmosfæren hovedsageligt består af kuldioxid, og at den øvre atmosfære består af hurtige vinde.

Mariner

Mariner-missionen lancerede flere sonder, hvoraf den første var Mariner 1 i 1962, som mislykkedes.

Dernæst formåede Mariner 2 at nå bane til Venus for at indsamle data fra planetens atmosfære, måle intensiteten af ​​magnetfeltet og overfladetemperaturen. Han bemærkede også planetens retrograd rotation.

Mariner 10 var den sidste sonde på denne mission, der blev lanceret i 1973 og leverede spændende ny information fra Merkur og Venus.

Denne sonde formåede at få 3000 fotos med fremragende opløsning, da den passerede meget tæt, ca. 5760 km fra overfladen. Det lykkedes også at overføre video af skyerne i Venus i det infrarøde spektrum.

Pioneer Venus

I 1979 lavede denne mission et komplet kort over Venusoverfladen ved hjælp af radar gennem to sonder i kredsløb over planeten: Pioneer Venus 1 og Pioneer Venus 2. Den indeholdt udstyr til at gennemføre studier af atmosfæren, måle magnetfeltet og udføre spektrometri. og mere.

Magellan

Denne sonde sendt af NASA i 1990 gennem rumfærgen Atlantis, opnåede meget detaljerede billeder af overfladen, såvel som en stor mængde data relateret til planetenes geologi.

Disse oplysninger bekræfter, at Venus som nævnt mangler pladetektonik.

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

Venus Express

Det var den første af Det Europæiske Rumagenturs missioner til Venus og varede fra 2005 til 2014 og tog 153 for at nå kredsløb.

Missionen var ansvarlig for at studere atmosfæren, hvor de opdagede rigelig elektrisk aktivitet i form af lyn, samt at lave temperaturkort og måle magnetfeltet.

Resultaterne antyder, at Venus kan have haft vand i den fjerne fortid, som forklaret ovenfor, og rapporterede også tilstedeværelsen af ​​et tyndt lag ozon og atmosfærisk tøris.

Venus Express opdagede også steder kaldet hot spots, hvor temperaturen er endnu varmere end andre steder. Forskere mener, at det er steder, hvor magma stiger op til overfladen fra dybden.

Akatsuki

Også kaldet Planet-C, blev det lanceret i 2010, idet den var den første japanske sonde rettet mod Venus. Han har foretaget spektroskopiske målinger såvel som undersøgelser af atmosfæren og vindhastigheden, som er meget hurtigere i nærheden af ​​ækvator.

Figur 11. Kunstnerens repræsentation af den japanske Akatsuki-sonde til udforskning af Venus. Kilde: NASA via Wikimedia Commons.

Referencer

1. Bjorklund, R. 2010. Rum! Venus. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Solsystemet: Solen, Kviksølv og Venus. Chelsea House.
3. Britannica. Venus, planet. Gendannes fra: britannica.com.
4. Hollar, S. Solsystemet. De indre planeter. Britannica Educational Publishing.
5. Seeds, M. 2011. Solar System. Syvende udgave. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geus af Venus. Gendannet fra: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venus (planet). Gendannet fra: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venus (planet). Gendannet fra: en.wikipedia.org.