Wenus


Wenus widziany przez sondę Pioneer
fot.Zdjęcie Wenus wykonane w ultrafiolecie przez sondę Pioneer Venus Orbiter
(autor: NASA)

Wenus jest drugą z planet skalistych i w przeciwieństwie do Merkurego ma bardzo solidną atmosferę, składającą się głównie z dwutlenku węgla i gęstych chmur kwasu siarkowego. Jej ciśnienie przy wenusjańskim gruncie jest około 90 razy większe niż ciśnienie ziemskiej atmosfery mierzone na poziomie morza. Większość powierzchni Wenus pokryta jest potężnymi potokami lawy. Niedawno zauważono na niej nawet aktywne wulkany. Podobnie jak na Ziemi, na Wenus nie ma prawie wcale małych kraterów. Prawdopodobnie mniejsze meteoroidy całkowicie spalały się w jej gęstej atmosferze, zanim zdołały dosięgnąć powierzchni i wyryć na niej kratery uderzeniowe. Mimośród orbity Wenus wynosi zaledwie 0,007, więc planeta ta obiega Słońce po niemal idealnym okręgu, w odległości około 108 mln km od niego.

Na jeden obrót wokół własnej osi Wenus potrzebuje aż 243 ziemskie doby. Temperatura na jej powierzchni waha się przy tym od 120 do 420 stopni Celsjusza. Odpowiedzialne za ten straszny upał jest nie tyle długotrwałe naświetlenie przez Słońce tej samej stronie planety, spowodowane jej powolną rotacją, ile niezwykle silny efekt cieplarniany wywołany wysoką zawartością dwutlenku węgla w atmosferze. Wenus pod względem wielkości (średnica około 12 000 km), masy, średniej gęstości i składu chemicznego tak bardzo przypomina Ziemię, że uważana byłą przez długi czas za jej bliźniaczą planetę.[1]

Wenus jest planetą prawie dorównującą Ziemi rozmiarami (95%) i masą (81,5%), przyśpieszenie siły ciężkości na powierzchni Wenus wynosi około 8,9 m/s2. Z Ziemi nie widzimy powierzchni globu planety, lecz jedynie gęstą powłokę chmur. Promień planety razem z powłoką chmur wynosi 6114 km. Jedynie fale radarowe przenikają atmosferę Wenus i dają nam wartość promienia globu 6052 km. Wynika stąd, że gęsta powłoka chmur występuje około 62 km ponad powierzchnią planety. Warstwa jonosferyczna występuje na wysokości około 140 km.

Wenus obiega Słońce w średniej odległości ponad 108 mln km w okresie 225 dni ziemskich. Jeden obrót dookoła własnej osi wykonuje w okresie 243 dni. Jest to obrót wsteczny i dlatego doba słoneczna na Wenus jest krótsza od gwiazdowej i wynosi tylko 117 dni ziemskich. Oś obrotu Wenus mierzy swoim biegunem w gwiazdę ζ Dra (dzeta gwiazdozbioru Smoka), która odgrywa tam rolę gwiazdy Polarnej. Nachylenie równika Wenus do płaszczyzny jej orbity wynosi około 177°.

Albedo atmosfery (chmur) Wenus jest wysokie i wynosi 0,76. Z tego względu planeta, która zbliża się do Ziemi na odległość niewiele większą od 40 mln km, wyróżnia się silnym blaskiem na porannym lub wieczornym niebie.

Atmosferę Wenus odkrył Łomonosow w czasie przejścia planety na tle tarczy Słońca w 1761 r. Objawiała się ona w postaci pierścienia świetlistego okalającego planetę w momencie, gdy jej tarcza nie weszła jeszcze całkowicie na tło tarczy słonecznej. Dzisiejsza nowoczesna technika umożliwia studiowanie z bliska nawet typu cyrkulacji atmosferycznej na Wenus.

Sondaże atmosfery Wenus prowadzone były początkowo przez lądujące aparaty radzieckie. Venera 4 nie zdążyła dojść do gruntu planety; zamilkła wskazując temperaturę 544 K i ciśnienie 20 atm. Również sondy Venera 5 i Venera 6 (X 1969 r) nie doszły do gruntu, każda z nich przekazała jednak po około 70 pomiarów temperatury i po 50 ciśnienia. Pierwsza sonda, która dotarła do gruntu planety, Venera 7 pracowała jeszcze przez 23 min i przekazała informacje o temperaturze i ciśnieniu na poziomie zerowym +475°C ± 20°C oraz 90 ± 15 atm. Wyniki te były zgodne z pomiarami "na odległość" wykonanymi przez Marinera 5 trzy lata wcześniej (1967 r.) 470°C oraz ciśnienie 100 atm. Sonda Venera 8 (1972 r.) zanalizowała za pomocą spektrometru promieniowania gamma zawartość uranu, toru i potasu w skałach Wenus. W miejscu lądowania okazała się ona nieco większa niż przeciętnie na Ziemi. Skały na Wensu są podobne pod tym względem do niektórych ziemskich skał magmatycznych, głównie granitów, ale ich gęstość jest dwukrotnie niższa i wynosi tylko około 1,5 g/cm3.

Sondy Venera 7 i Venera 8 potwierdziły poprzednie pomiary ciśnienia na powierzchni planety, otrzymując ciśnienie równe 90 atm. Pierwsza z nim wylądowała na ciemnej półkuli, gdzie stwierdziła temperaturę przy gruncie +474°C. Druga natomiast wylądowała na dziennej półkuli zmierzyła również temperaturę równą 470°C. wyniki te świadczą o szybkiej cyrkulacji i wyrównaniu się temperatur. Następnie sondy typu Venera 9 i 10 osiadły na planecie pod koniec października 1975 r. Ich statki macierzyste pozostały na orbitach wokół planety i prowadzą wielokierunkowe pomiary planetofizyczne. obie sondy stwierdziły na powierzchni planety temperaturę odpowiednio +485°C i 465°C. Ciśnie nie zawiera się w granicach 90 - 92 atm. Każda z sond wykonała również serię fotografii, które po złożeniu dały panoramiczne obrazy otoczenia lądowania. Pierwszy z nich przedstawia rumowisko skalne złożone z popękanych, ale zaokrąglonych kamieni o rozmiarach od około 30 do około 40 cm; drugi pejzaż uwidacznia nieco starszy teren, bardziej wygładzony, chociaż i tu widać spękane płyty o kształtach "naleśnikowych". Obecność rumowisk skalnych świadczy o niewygasłej jeszcze aktywności niektórych procesów geologicznych. Widać również długie cieniowane ślady i nierówności gruntu. Horyzont na obydwu zdjęciach znajduje się w odległości ocenianej na 200 - 300 m. Lądowniki Venery 9 i 10 działały odpowiednio przez 53 i 65 min po wylądowaniu. W tym czasie zdążyły przekazać jeszcze informacje o prędkościach wiatru w miejscach lądowania. Wyniki zawierały się w granicach od 0,9 do 3,5 m/s - wiatry takie są zaliczane do słabych.

Topografia Wenus była badana już w latach 1964 - 1967 za pomocą olbrzymich radioteleskopów, metodą echa radarowego. Stwierdzono wówczas obecność łańcuchów górskich, kraterów i dużych basenów przy braku jakichkolwiek zbiorników wodnych. Atmosfera Wenus jest uboga w parę wodną. Przy obecnych warunkach ciśnienia i temperatury ocenia się wilgotność względną atmosfery Wenus na około 1% . Głównym składnikiem atmosfery Wenus jest dwutlenek węgla, co tłumaczy tak wysoką temperaturę tzw. efektem cieplarnianym: CO2 jest gazem przeźroczystym dla promieniowania widzialnego przychodzącego ze Słońca i ogrzewającego powierzchnię planety, ale jest nieprzejrzysty dla promieniowania podczerwonego, emitowanego przez rozgrzany grunt. Promieniowanie to jest zatem zatrzymywane i równowaga termiczna ustala się na znacznie wyższym poziomie, niż w obecności innych gazów jako atmosfery.

MApa topograficzna Wenus
fot.Topograficzna mapa Wenus
(autor:NASA)

Oprócz dwutlenku węgla i śladowej zawartości H2O, atmosfera Wenus zawiera również tylko ślady CO, HCL, O2 i HF.

Różnego rodzaju badania wskazują zgodnie, że chmury widoczne w atmosferze Wenus są zbudowane z zamarzających w kryształkach kropelek, 75-procentowego wodnego (w stosunku wagowym) roztworu kwasu siarkowego. W zewnętrznych warstwach atmosfery planety stwierdzono również wodór i hel, które pochodzą z wiatru słonecznego.

Wenus ma bardzo słabe pole magnetyczne. Warkocz jej magnetosfery jest około 10 razy cieńszy od ziemskiego. Okoliczność ta umożliwia cząstkom wiatru słonecznego mieszanie się z górnymi warstwami atmosfery.

W atmosferze Wenus udało się stwierdzić obserwacyjnie intensywne wylądowania elektryczne zachodzące raczej pomiędzy chmurami niż między chmurami a gruntem. Z końcem 1978 r. dotarły do Wenus dwie sondy serii Pioneer Venus (1 i 2). Pierwsza stała się sztucznym satelitą Wenus, a druga wysłała w kierunku planety lądownika, z których jeden pracował po wylądowaniu ponad godzinę. Informacje uzyskane przez wymienione sondy umożliwiły skonstruowanie stosunkowo kompletnych map hipsometrycznych Wenus, przedstawiających rzeźbę terenu na 94% powierzchni planety (bez obszarów biegunowych). Większą część powierzchni stanowią równiny przebiegające na poziomie zdefiniowanym średnim promieniem planety (6051,2 km). Obszary obniżone względem tego poziomu stanowią zaledwie 16% terenów skartowanych, a jedynie około 24% terenów wznosi się powyżej 1 km. Wyjątkowo wysokie wzniesienia (Góry Maxwella) osiągają 11-12 km ponad poziom średni. Ogółem 60% powierzchni mieści się w granicach do 500 m od średniego promienia, a tylko 8% leży dalej, niż 2 km od niego. Wynikają z tego pewne wątpliwości co do ewentualnego istnienia mechanizmu ruchu płyt tektonicznych na Wenus, choć całkowita rozpiętość spotykanych tam wysokości (13,7 km) niewiele ustępuje ziemskiej. Pewną rolę erodującą nierówności terenu (ale hamującą ruch płyt) mogłaby odgrywać wysoka temperatura powierzchni. Wyraźnie na Wenus uwydatnia się wulkanizm. Wymienione wyżej wylądowania elektryczne występują zresztą najczęściej w rejonach górzystych o charakterze wulkanicznym.

Kratery na Wenus
fot.Kratery na powierzchni Wenus
(autor: NASA)

Obraz rzeźby terenu o dość dobrej rozdzielczości wykazują dane uzyskane przez sondy Venera 15 i 16 (1983 r.). Najnowsze sondy radiolokacyjne i obserwacje radarowe prowadzone ostatnio z Ziemi dostarczyły licznych, znacznie bardziej szczegółowych danych o topografii Wenus. W późniejszych latach wysyłano również sondy: Wega 1 i 2 (1984), Magellan (1989), Galileo przelot (1990), Cassini-Huygens przelot (1998 i 1999) oraz Venus Express (2006) jest to pierwsza sonda Europejskiej Agencji Kosmicznej wysyłanej w kierunku Wenus.

8 czerwca 2004 roku miał miejsce tranzyt Wenus. Jest to zjawisko obserwowanego z Ziemi przejścia planety przed tarczą Słońca. Podczas tego zjawiska Słońce, Wenus jak i Ziemia znalazły się w jednej linii. Na tle Słońca Wenus byłą widoczna jako niewielka, ciemna plamka. To zjawisko powtórzy się w przyszłości w 2012 i 2117 roku, ale dopiero w 2247 r. będzie ponownie w całości widoczne w Polsce.[2]

Powrót do góry

[3]Podstawowe dane
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość od Słońce 108 208 926 km
(0,72333199 AU)
Obwód orbity 0,680 Trn (tera)
(4,545 AU)
Mimośród 0,0067
Peryhelium 107 476 002 km
(0,71843270 AU)
Aphelium 108 941 849 km
(0,72823128 AU)
Rok gwiazdowy 224,70096 dni
(0,6151977 lat)
Synodyczny okres obiegu 583,92 d
Średnia prędkość orbitalna 35,020 km/s
Maksymalna prędkość 35,259 km/s
Minimalna prędkość34,784 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki3,39471°
(3,86° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne brak
Charakterystyka fizyczna
Średnica wokół równika 12 103,7 km
(0,949 średnicy Ziemi)
Powierzchnia 4,60 × 108 km2
(0,902 pow. Ziemi)
Objętość9,28 × 1011 km3
(0,857 obj. Ziemi)
Masa 4,5352 × 1024kg
(0,815 masy Ziemi)
Gęstość 5,204 g/cm3
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku 8,87 m/s2
(0,904 g)
Prędkość ucieczki 10,36 km/s
Prędkość kątowa 6,52 km/h (na równiku)
Okres obrotu -243,0185 d
Nachylenie osi 2,64°
Deklinacja 67,16°
Albedo 0,65
Temperatura powierzchni -45° C(min)
464° C(śred.)
500° C(max)
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne 9321,9 kPa
Dwutlenek węgla 96 %
Azot 3 %
Dwutlenek siarki, para wodna,
tlenek węgla, argon,
hel, neon, grupa karbonylowa,
chlorowodów, fluorowodów
śladowe

Powrót do góry


Źródła:

© Instytut Astronomii UZ