Венера (планета)

Венера, вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета Солнечной системы, астрономический знак . В. Была известна также под названием Утренней звезды, Геспера, Веспера, Вечерней звезды, Фосфора, Люцифера. Среднее расстояние от Солнца 108 млн. Км (0,723 астрономической единицы). Сидерический период 224 сут 16 ч 49 мин 8 сек. Для земного наблюдателя угловое расстояние В. От Солнца не превышает 48°, вследствие чего она видна только в течение некоторого времени после захода Солнца (вечерняя звезда) или незадолго до его восхода (утренняя звезда). В. ‒ наиболее яркое (после Солнца и Луны) светило земного неба. В максимуме блеска она достигает ‒ 4,4 звёздной величины, фазы В. (открыты Г. Галилеем в 1610) люди с исключительно хорошим зрением могут заметить невооруженным глазом.

Угловой диаметр В. Во время нижнего соединения достигает 64». Согласно наземным радиолокационным наблюдениям, средний радиус В. Составляет 6050 ╠ 0,5 км, а отклонения от сферичности ╠3 км, масса массы Солнца, 0,9528 массы Земли. При наблюдениях с Земли В. Представляется покрытой сплошным облачным покровом с высокой отражательной способностью (сферическое альбедо 0,6), лишённым постоянных деталей. По отдельным тёмным и ярким образованиям, заметным на облачном покрове в основном в области длин волн 300‒400 им (3000‒4000 А), установлен примерно 4-суточный период вращения (направление вращения обратное, то есть противоположное движению планет вокруг Солнца). Период вращения твёрдого тела планеты, определённый радиолокационными наблюдениями, составляет 243 ╠ 0,18 сут (направление вращения также обратное), причём ось вращения наклонена к плоскости орбиты не более чем на 2°.

Возможно, что наблюдаемый 4-суточный период вращения облачного слоя объясняется атмосферными течениями (скорость @ 100 км/сек, что в земной атмосфере типично для высот 50‒60 км). Существование атмосферы В. Установлено впервые М. В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения её по диску Солнца в 1761. В атмосфере В. Спектроскопическим путём надёжно установлено присутствие двуокиси углерода (CO2). В надоблачном слое, возможно, имеются окись углерода (CO), пары воды (H2O), кислород (O2), хлористый водород (HCl) и фтористый водород (HF). Предполагают, что облака В. Состоят из кристаллов водяного льда. Сведений о подоблачном слое атмосферы, получаемых в результате наземных оптических наблюдений, практически нет. По наблюдениям в радиодиапазоне н инфракрасной области спектра яркостная температура В.

Сильно зависит от длины волны, в которой проводятся наблюдения (см. Табл.). Примерный ход яркостной температуры ВенерыДлина волны, смАбс. Темп-ра, КИнфракрасная область~2400,1~3001,0~4001,5~5006,0~70070,0500‒450 Измерения в инфракрасной области спектра относятся к верхним слоям облачного покрова. Вблизи длины волны l = 6 см, по-видимому, максимум температуры. Вблизи l = 70 см температура, медленно изменяясь, приближается к 500‒450 К (во всех случаях ‒ температура средняя по диску), фазовый ход слабо выражен в миллиметровом диапазоне (амплитуда около 10%), в сантиметровом и дециметровом диапазонах фазовый ход лежит в пределах ошибок измерений. Наиболее распространённым объяснением распределения яркостной температуры по спектру является представление о горячей поверхности планеты (около 600‒700 К), излучение которой на коротких и длинных волнах поглощается атмосферой.

Предполагают, что высокая температура поверхности связана с парниковым эффектом, создаваемым атмосферой В. Прямые измерения, впервые проведённые 18 октября 1967 в нижней атмосфере В. Советской автоматической межпланетной станцией «Венера-4» и подтвержденные измерениями станций «Венера-5», «Венера-6» и «Венера-7» (16 мая 1969, 17 мая 1969 и 15 декабря 1970), показали, что температура растет с приближением к поверхности с градиентом, близким к адиабатическому, давление у поверхности превышает несколько Мн/м2 (несколько десятков кгс/см2.