Referatas apie Venerą

Apie Venerą
Antroji pagal atstumą nuo Saulės planeta yra Venera. Jos vardas siejamas su romėnų grožio ir meilės deive, tapačia senovės graikų Afroditei. Lietuviai ją laikė Saulės dukromis Vakarine ir Aušrine.
Venera – artimiausia Žemei vidinė planeta. Tai trečias pagal spindesį (po Saulės ir Mėnulio) dangaus objektas, didžiausias jo spindesys siekia -4.1 ryškio, o didžiausias kampinis skersmuo 20″. Aplink Saulę Venera skrieja beveik apskrita orbita 35 km/s vidutiniu greičiu . Nutolsta nuo Saulės dangaus skliaute ne didesniu kaip 48o kampu, dėl to matoma ne ilgiau kaip 3 valandas prrieš Saulei patekant (Aušrinė) arba Saulei nusileidus (Vakarinė).
Jeigu Žemės ir Veneros orbitų plokštumos sutaptų, kiekvieną kartą prasilenkdami matytume Venerą kaip juodą taškelį, slenkantį žėrinčiu Saulės disku. Iš tikrųjų tarp šių plokštumų yra 3,4° kampas, ir tokie sutapimai (tranzitai) pasitaiko retai. Per laikotarpį po teleskopo išradimo (1610 m.) buvo tik 6 Veneros tranzitai, paskutinieji iš jų – 1874 m. ir 1882 m. ir 2004 m. birželio 8 d. Artimiausiais tranzitas įvyks 2012 m. birželio 6 d.

Veneros atmosfera
Venera turi labai tankią ir stipriai Saulės šviesą atspindinčią (geometr. albedas 77%) atmosferą. Beveik 200 metų Veeneros atmosfera buvo nepralaužiamu barjeru planetos paviršiaus tyrinėjimui ir sukimosi aplink ašį periodo nustatymui. 50-70 km aukštyje yra trys debesų, kuriuos sudaro 2-3 µm dydžio sieros rūgšties lašeliai ir 5-8 µm dydžio geležies chlorido kristalai, sluoksniai. Debesų sluoksnis toks storas, kad niekados nesusidaro pr

roperšų, pro kurias pasimatytų paviršius. Debesų šydą gali įveikti tik radijo bangos, todėl radiolokacija tapo vienu svarbiausiu Veneros tyrimo metodu.
Vidutinis atmosferos slėgis Veneros paviršiuje lygus 9 MPa (~90 kartų didesnis negu prie Žemės paviršiaus). Prie Veneros paviršiaus temperatūra yra ~730 K. Tokią aukštą temperatūrą lemia vadinamasis „šiltnamio reiškinys“, kurį sukelia tanki Veneros atmosfera ir didelis anglies dioksido kiekis. Planetos atmosfera tik iš dalies ir ne tiesių spindulių pavidalu, o daugkartinio išsklaidyto spinduliavimo forma praleidžia Saulės spinduliavimą. Veneros debesų sluoksnis turi gana aukštą albedo (0,78). Kitaip tariant, daugiau nei trys ketvirtadaliai Saulės radiacijos atspindi debesys ir tik mažiau nei ketvirtadalis praeina žemyn. Šiltnamių efektas vyksta ir kitų planetų atmosferose. Tačiau jei Marso atmosferoje jis pakelia paviršiaus temperatūrą 9 laipsniais, o Žemės atmosferoje 35 laipsniais, tai Veneros atmosferoje šiis skaičius lygus 400.

Atmosferos cheminė sudėtis
Veneros atmosfera net ~96% susideda iš anglies dvideginio (CO2). ~3.5% Veneros atmosferos sudaro azotas, 0.015% – sieros dioksidas, 0.015% – argonas, 0.01% – helis. Deguonies Veneros atmosferoje yra mažiau nei 0,1%. Iš kitų dujų infraraudonos spektroskopijos metodai padėjo aptikti CO, chlorinį vandenilį bei ftorinį vandenilį. Kitų galimų Veneros atmosferos komponentų paieškos kol kas nedavė vaisių.
Kaip ir Žemė, Venera turi jonosferą. Dieninis elektroninės koncentracijos maksimumas yra 145 km aukštyje. 500 km lygyje pastebimas netikėtas elektroninės koncentracijos nuosmukis, o naktinėje pusėje – ilga uodega iš elektrizuotų dalelių, kurios il

lgis siekia 3500 km esant elektronų koncentracijai 1000-500 elektronų/cm3. Tai susiję su Saulės vėju bei su silpnu Veneros magnetinio lauko kryptingumu (Dolginovo duomenims, jis 10 000 kartų mažesnis negu Žemėje). Aukščiausi atmosferos sluoksniai susideda daugiausiai iš vandenilio. Vandenilinė Veneros atmosfera yra iki 5500 km aukščio.

Veneros paviršius
Pagal radiolokatorių, įrengtų dirbtiniuose Veneros palydovuose duomenis, sudaryti gana detalūs Veneros paviršiaus reljefo žemėlapiai, juose jau matyti 100-200 m dydžio dariniai. Apskritai Veneros paviršius yra gana plokščias. Didžiąją jo dalį sudaro kalvotos lygumos. Jose matyti tūkstančiai vulkaninių kupolų ir vulkanų kūgių, pasižyminčių labai nuolaidžiais šlaitais. Dažnai vulkano viršūnėje žiojėja apiręs krateris. Tarp vulkaninių formų gausu smūginių kraterių. Didžiausio jų skersmuo 275 km. Šio kraterio, kaip ir kai kurių kitų, dugnas užlietas lavos. Dėl to ir dėl atmosferinės erozijos (vėjas ir jo nešama smulki medžiaga) Veneros smūginiai krateriai yra lėkšti, negilūs. Mažesnių kaip 6 km kraterių nėra, nes palyginti maži meteoriniai kūnai spėja išgaruoti tankioje atmosferoje ir nepasiekia paviršiaus.

Kalnynai, aukšti plokščiakalniai aprėpia vos apie dešimtadalį Veneros paviršiaus. Aukštumų daugiausia yra šiauriniame planetos pusrutulyje. Čia esantis didžiausias plokščiakalnis, vadinamas Ištarės žeme, užima 1000 x 1500 km plotą. Jį supa kalnų virtinės, tarp jų Maksvelio kalnai su aukščiausia (11 km) viršūne visoje planetoje. Kitas didelis kalnų rajonas yra nusidriekęs 15 000 km palei planetos pusiaują ir yra iškilęs virš lygumų ik

ki 5 km. Tai Afroditės žemė. Įstabus vadinamasis Beta rajonas. Jame puikuojasi 6 km aukščio Rėjos ir Tėjos ugnikalniai. Jų skersmuo ties pagrindu yra maždaug 800 km, o viršūnių įdubos siekia dešimtis km. Veneroje vulkaninė veikla aktyvesnė negu Žemėje. Tiesa, tiesioginių nuorodų į dabar veikiančius vulkanus Veneroje kol kas nerasta, tačiau vulkaninių reiškinių pėdsakai akivaizdūs – lava padengti didžiuliai plotai. Lavos srautai nepaliaujamai keitė reljefo išvaizdą, todėl šiandieną stebimo paviršiaus amžius tėra, matyt, keli šimtai milijonų metų.

Veneros paviršiaus struktūra liudija, jog globalinės plokščių tektonikos, kaip Žemės plutoje, ten nėra. Galbūt trūksta tam reikalingo plutos standumo. Tokioje plutoje vidinės šilumos ir magmos srautai gali sukelti lokalinius tektoninius procesus. Kad tokių iš tiesų esama, rodo vietovės, neįprastai turtingos įvairiomis detalėmis. Ten matyti paviršiaus klostės, sprūdys, lūžiai, plyšiai, vingiuoja ilgi ir platūs lavos kanalai. Vietinio aktyvumo sritys yra arti kalnuotų rajonų, tad jie galbūt yra ilgalaikės vulkaninės veiklos padarinys.
Nuleidžiamųjų aparatų, pasiekusių Veneros paviršių, nuotraukose matyti sustingusios lavos plokštės, išbarstyti įvairaus dydžio aštriabriauniai akmenys bei smulkiagrūdės medžiagos danga. Tirtų Veneros uolienų cheminė sudėtis artima Žemės bazaltams.

Veneros tyrinėjimai
Nors Venera ir ryškus dangaus šviesulys, bet ją stebėti yra sudėtinga. XVII a. pradžioje italas G. Galilėjus pro savąjį teleskopą pastebėjo Veneros fazes, kurios dar kartą patvirtino M. Koperniko heliocentrinės pasaulio sistemos te

eisingumą.
1761 m. birželio 6 d. stebėdamas Veneros judėjimą prieš Saulės diską, rusų mokslininkas M. Lomonosovas atrado Veneros atmosferą.
Nematant planetos paviršiaus, nebuvo kaip tiksliai išmatuoti planetos skersmens, nustatyti jos sukimosi apie ašį periodo. 1927 m. antžeminės Veneros nuotraukų ultravioletiniuose spinduliuose pagalba pavyko aptikti planetos diske visą tamsių ir šviesių detalių sistemą. 1960 m. Prancūzijos astronomai Š. Buaitė ir A. Kamišelis nepriklausomai vienas nuo kito nustatė, kad kai kurių detalių, fotografuojamų ultravioletiniuose spinduliuose, išsidėstymas kartojasi kas keturias paras. Suvieniję savo tyrinėjimus, jie priėjo prie išvados, kad Veneros viršutinis sluoksnis turi atvirkštinę apsisukimo kryptį su tuo pačiu periodu. Šis rezultatas vėliau gavo visišką patvirtinimą. Sukimosi greitis viršutinės ribos lygyje skiriasi nuo pačios planetos sukimosi greičio. Tai reiškia, kad virš Veneros ekvatoriaus, 65-70 km aukštyje vyrauja 100 m/s greičio (uragano greitis) vėjas, visą laiką pučiantis planetos judėjimo kryptimi (tuo tarpu, vėjų greitis prie Veneros paviršiaus lygus ~1 m/s). Tokia atmosferos cirkuliacijos sistema buvo atspėta dar prieš 250 metų. Tai padarė anglų meteorologas Gadlėjus. Žemėje ją nuslopina kiti faktoriai (temperatūrų skirtumas, okeanų poveikis).Veneroje okeanų nėra, o temperatūros sulygintos karščio perdavimo žemutiniuose sluoksniuose dėka. 1974 m. amerikiečių kosminio laivo „Mariner-10“ dėka gautos viršutinio Veneros debesų sluoksnio nuotraukos iš artimo nuotolio taip pat patvirtino, kad sukimosi periodas debesų lygyje yra lygus 4 paroms.
Pirmoji automatinė stotis į Venerą buvo paleista 1961 m. Tai buvo „Venera 1″. Pirmoji leistis mėgino „Venera 4″ 1967 m., tačiau ji dar nebuvo tinkamai parengta: pasiekusi 260 °C temperatūros ir 17 atmosferų slėgio zoną, stotis sudegė, nors iki paviršiaus dar buvo likę 26 km. Sėkmingai planetos paviršių pasiekė tik „Venera 7″ 1970 m. pabaigoje. Iki 1986 m. Veneroje nusileido dar 12 robotų. XX a. paskutiniame dešimtmetyje Veneros paviršių zondavo JAV stotis „Magellan”. Iki šiol Veneros link buvo paleista 21 automatinė stotis, dar kelios ją tyrė pakeliui į Merkurijų, Halio kometą, Jupiterį bei Saturną. 17 stočių leidosi arba numetė zondus.
Pirmą kartą kieto Veneros rutulio spindulį pavyko tiksliai nustatyti 1965 m. Radioastronominių stebėjimų dėka su radiointerferometro „Ouensas Vilis“ pagalba sovietų mokslininkui A. Kuzminui ir Amerikos mokslininkui B. Klarkui pavyko gauti 6057 km reikšmę. Toliau sekė didelė radiolokacinių matavimų serija TSRS ir JAV, kurių metu Veneros spindulys dar buvo tikslinamas. Galutinė jo reikšmė 6050 km.
Veneros masė buvo patikslinta kosminių aparatų „Mariner-2“, „Mariner-5“ bei „Mariner-10“ praskridimų šalia planetos metu. Jį sudaro 1 : 408524 Saulės masės arba 84.5% Žemės masės. Pagal masę ir kitus išmatavimus buvo patikslintas vidutinis Veneros tankis (5,27 g/cm3) ir nustatytas sunkio jėgos pagreitis jos paviršiuje, jis lygus 885 cm/s2. Radiolokaciniai tyrimai, vykę, pradedant nuo 1961 m. TSRS, JAV ir Anglijoje, pagaliau padėjo nustatyti jos sukimosi periodą. Jis pasirodė didžiausiu Saulės sistemoje: 243,16 parų esant atbuliniai sukimosi krypčiai. Kitaip tariant, jei žiūrėti iš Veneros šiaurės ašigalio, planeta sukasi pagal laikrodžio rodyklę, bet ne prieš ją, kaip Žemė ir kitos planetos (išskyrus Uraną). Dėl to Saulės para Veneroje yra trumpesnė už žvaigždžių parą ir lygi 117 Žemės paroms. Taigi diena ir naktis Veneroje trunka po 58,5 paras. Nepaisant to, dieninio ir naktinio pusrutulio temperatūros skiriasi mažai- ne daugiau kaip 50 laipsnių.
Nustatyta, kad Veneros magnetinis laukas labai silpnas – vos 10-4 Žemės magnetinio lauko stiprumo. Pasak Veneros sandaros teorinių modelių, Venera turi ~2800 km spindulio branduolį, ~3200 km storio silikatų mantiją ir ~16 km storio bazaltų plutą. Tankis planetos centre ~14 g/cm3, temperatūra 4670 K. Veneros sukimosi ašis beveik statmena orbitos plokštumai, todėl Veneroje nesikeičia metų laikai.

Palydovų Venera neturi. Gyvybės Veneroje taip pat nėra.

Literatūra

1. http://www.astro.lt/ ;
2. http://astro.res.lt/ ;
3. http://lt.wikipedia.org/wiki/ ;
4. http://www.astronautas.lt/ ;
5. http://www.astronomija.info/ ;
6. http://www.lunarbaltic.lv/main_lt.html

Leave a Comment