ВЕНЕ́РА

ВЕНЕ́РА, вто­рая по рас­стоя­нию от Солн­ца пла­не­та Сол­неч­ной сис­те­мы, ас­тро­но­мич. знак ♀. На­ря­ду с Мер­ку­ри­ем, Зем­лёй и Мар­сом при­над­ле­жит к се­мей­ст­ву пла­нет зем­ной груп­пы. В. – наи­бо­лее яр­кое (по­сле Солн­ца и Лу­ны) све­ти­ло не­ба. Уг­ло­вое рас­стоя­ние В. от Солн­ца для зем­но­го на­блю­да­те­ля не пре­вы­ша­ет 48°, по­это­му пла­не­та вид­на толь­ко в те­че­ние не­ко­то­ро­го вре­ме­ни по­сле за­хо­да Солн­ца («ве­чер­няя звез­да», ан­тич­ное имя Hesper, Vesper) ли­бо не­за­дол­го до его вос­хо­да («ут­рен­няя звез­да», ан­тич­ное имя Phosphor, Lucifer). В., так же как и Лу­на, име­ет фа­зы (от­кры­ты Г. Га­ли­ле­ем в 1610). Уг­ло­вой диа­метр В. при на­блю­де­нии с Зем­ли из­ме­ня­ет­ся от 10″ (в верх­нем со­еди­не­нии) до 64,5″ (в ниж­нем со­еди­не­нии).

Общая характеристика планеты

Ор­би­та В. близ­ка к кру­го­вой, ср. ра­ди­ус ор­би­ты 108,2 млн. км (0,723 а. е.), экс­цен­три­си­тет 0,0068, на­клон плос­ко­сти ор­би­ты к эк­лип­ти­ке 3°23,65′. Сол­неч­ная по­сто­ян­ная 2,62 кВт/м². Вра­ще­ние В. близ­ко к син­хрон­но­му – пе­ри­од об­ра­ще­ния во­круг Солн­ца (си­де­ри­че­ский пе­ри­од) со­став­ля­ет 224,7 зем­ных су­ток, в то же вре­мя соб­ст­вен­ное вра­ще­ние пла­не­ты чрез­вы­чай­но мед­лен­ное – 243 зем­ных су­ток, при­чём на­прав­ле­ние это­го вра­ще­ния об­рат­но на­прав­ле­нию вра­ще­ния пла­не­ты во­круг Солн­ца. Та­кие ха­рак­те­ри­сти­ки вра­ще­ния пла­не­ты при­во­дят к то­му, что сол­неч­ные су­тки на В. (вре­мя ме­ж­ду дву­мя вос­хо­да­ми Солн­ца) со­став­ля­ют ок. 117 зем­ных су­ток.

Верхний облачный слой Венеры; снимок сделан в ультрафиолетовом диапазоне длин волн американским космическим аппаратом «Pioneer Venus» 5 февраля 1979.

Из всех пла­нет зем­ной груп­пы В. по сво­им раз­ме­рам наи­бо­лее по­хо­жа на Зем­лю. Ср. ра­ди­ус В. на эк­ва­то­ре 6051,5 км (95% зем­но­го ра­диу­са). Мас­са 4,87 × 10²⁴ кг (81,5% мас­сы Зем­ли). Ср. плот­ность 5,24 г/см³, ус­ко­ре­ние сво­бод­но­го па­де­ния на эк­ва­то­ре 8,87 м/с² (для Зем­ли 5,97 г/см³ и 9,78 м/с² со­от­вет­ст­вен­но). Пер­вая кос­мическая ско­рость на В. 6,2 км/с, вто­рая – 10,2 км/с. В. не име­ет соб­ст­вен­но­го маг­нит­но­го по­ля. У пла­не­ты нет ес­тественных спут­ни­ков. У В. име­ет­ся плот­ная ат­мо­сфе­ра; пла­не­та ок­ру­же­на сплош­ным об­лач­ным по­кро­вом с вы­со­кой от­ра­жа­тель­ной спо­соб­но­стью (ин­те­граль­ное сфе­рическое аль­бе­до 0,75).

Поверхность Венеры

Панорамное изображение поверхности Венеры, полученное посадочным аппаратом «Венера-13» 1 марта 1982.

Бо­лее 80% по­верх­но­сти В. за­ни­ма­ет рав­ни­на. На рав­ни­нах име­ют­ся воз­вы­шен­ные об­ра­зо­вания – «ост­ро­ва» и «кон­ти­нен­ты», на кото­рых при­сут­ст­ву­ют не­ре­гу­ляр­ные струк­ту­ры (т. н. тес­се­ры), коль­це­вые об­ра­зо­ва­ния («ко­ро­ны») и мно­же­ст­во др. струк­тур, вы­зван­ных тек­то­нич. де­фор­ма­ция­ми. Наи­бо­лее зна­чит. воз­вы­шен­ные об­ра­зо­ва­ния – Зем­ля Иш­тар (Ishtar Ter­ra) и Зем­ля Аф­ро­ди­ты (Aphrodite Ter­ra). Зем­ля Иш­тар на­хо­дит­ся в сев. час­ти пла­не­ты, по пло­ща­ди близ­ка к пло­ща­ди Ав­ст­ра­лии; здесь рас­по­ло­же­но неск. круп­ных гор, вклю­чая са­мую вы­со­кую на пла­не­те го­ру Мак­свел­ла, вер­ши­на ко­то­рой на­хо­дит­ся на уров­не 11 км над ср. по­верх­но­стью пла­не­ты. Зем­ля Аф­ро­ди­ты на­хо­дит­ся вбли­зи эк­ва­то­ра, по пло­ща­ди при­бли­зи­тель­но в два раза пре­вы­ша­ет Зем­лю Иш­тар. На по­верх­но­сти В. об­на­ру­же­но боль­шое чис­ло вул­ка­нов, в осн. в эк­ва­то­ри­аль­ной об­лас­ти. Вы­со­та круп­ных вул­ка­нов 1–2,5 км. На В. ок. 1000 удар­ных кра­те­ров. Диа­метр наи­боль­ше­го кра­те­ра 270 км, наи­мень­ше­го – 1,5 км. Рас­пре­де­ле­ние кра­те­ров и тек­то­нич. об­ра­зо­ва­ний сви­де­тель­ст­ву­ет о том, что ср. воз­раст по­верх­но­сти пла­не­ты со­став­ля­ет 500–800 млн. лет. Хи­мич. со­став грун­та в мес­тах по­сад­ки кос­мич. ап­па­ра­тов со­от­вет­ст­ву­ет зем­ным ба­заль­то­вым по­ро­дам и ука­зы­ва­ет на их вул­ка­нич. про­ис­хо­ж­де­ние.

Атмосфера Венеры

Су­ще­ст­во­ва­ние ат­мо­сфе­ры В. от­крыл М. В. Ло­мо­но­сов в 1761 по на­блю­де­ни­ям про­хо­ж­де­ния пла­не­ты по дис­ку Солн­ца. Спек­тро­ско­пич. на­блю­де­ния, вы­пол­нен­ные в 1932, по­зво­ли­ли на­дёж­но оп­ре­де­лить осн. ком­по­нент ат­мо­сфе­ры – ди­ок­сид уг­ле­ро­да СО₂. Позд­нее на­зем­ные из­ме­ре­ния в ИК и УФ об­лас­тях спек­тра вы­яви­ли при­сут­ст­вие в ат­мо­сфе­ре в не­боль­ших ко­ли­че­ст­вах па­ров во­ды Н₂О, мо­но­ок­си­да уг­ле­ро­да СО, хло­ро­во­до­ро­да HCl, фто­ро­во­до­ро­да HF. В 1974 ана­лиз ре­зуль­та­тов по­ля­ри­за­ци­он­ных из­ме­ре­ний и ИК-спек­тров при­вёл к вы­во­ду, что об­ла­ка В., на­хо­дя­щие­ся на вы­со­те 60–70 км, пред­став­ля­ют со­бой мик­ро­ско­пические ка­пель­ки кон­цен­три­ро­ван­ной сер­ной ки­сло­ты H₂SO₄.

Ис­сле­до­ва­ния с по­мо­щью кос­мич. ап­па­ра­тов под­твер­ди­ли, что осн. со­став­ляю­щей (ок. 96%) ат­мо­сфе­ры В. яв­ля­ет­ся СО₂, вто­рой по рас­про­стра­нён­но­сти газ – азот N₂ (ок. 4%). Ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние у по­верх­но­сти пла­не­ты 9,5 МПа (в 95 раз вы­ше, чем у по­верх­но­сти Зем­ли). Темп-ра у по­верх­но­сти очень вы­со­кая – ср. зна­че­ние 740 К. Та­кие ус­ло­вия на В. ока­за­лись не­ожи­дан­ны­ми. Не­смот­ря на бли­зость В. к Солн­цу, из-за вы­со­кой от­ра­жа­тель­ной спо­соб­но­сти об­ла­ков толь­ко ок. 25% сол­неч­но­го из­лу­че­ния про­ни­ка­ет че­рез ат­мо­сфе­ру. Од­на­ко чрез­вы­чай­но вы­со­кая темп-ра на по­верх­но­сти пла­не­ты объ­яс­ня­ет­ся очень эф­фек­тив­ным пар­ни­ко­вым эф­фек­том из-за со­дер­жа­ния в ат­мо­сфе­ре мо­ле­кул СО₂, SO₂, H₂O, ко­то­рые по­гло­ща­ют ИК-из­лу­че­ние, и об­ла­ков, за­дер­жи­ваю­щих те­п­ло­вое из­лу­че­ние внутр. сло­ёв ат­мо­сфе­ры. Пар­ни­ко­вый эф­фект вы­зы­ва­ет уве­ли­че­ние темп-ры у по­верх­но­сти при­бли­зи­тель­но на 500 гра­ду­сов (в срав­не­нии с ожи­дае­мой темп-рой по­верх­но­сти пла­не­ты без ат­мо­сфе­ры). Др. осо­бен­но­стью В. яв­ля­ет­ся её су­хость – при вы­со­кой темп-ре во­да не мо­жет су­ще­ст­во­вать на по­верх­но­сти, но и в ат­мо­сфе­ре В. об­на­ру­же­но очень не­боль­шое ко­ли­че­ст­во во­дя­но­го па­ра.

В тро­по­сфе­ре (от по­верх­но­сти до вы­со­ты ок. 60 км) темп-ра и дав­ле­ние с вы­со­той па­да­ют и на гра­ни­це тро­по­сфе­ры со­став­ля­ют 260 К и 20 кПа со­от­вет­ст­вен­но. Об­ла­ка име­ют слои­стую струк­ту­ру. Вы­со­та их ниж­ней гра­ни­цы 47 км, верх­ней – ок. 70 км от по­верх­но­сти пла­не­ты. В верх­ней час­ти об­ла­ков пре­об­ла­да­ют час­ти­цы, со­стоя­щие из 75%-ного рас­тво­ра сер­ной ки­сло­ты. Вы­ше об­лач­но­го по­кро­ва (до вы­со­ты ок. 120 км) на­хо­дит­ся об­ласть, на­зы­вае­мая стра­то­сфе­рой (или ме­зо­сфе­рой). Здесь на­хо­дит­ся тем­пе­ра­тур­ный ми­ни­мум ат­мо­сфе­ры – ок. 170 К. Вы­ше стра­то­сфе­ры рас­по­ло­же­на тер­мо­сфе­ра. В этих об­лас­тях ат­мо­сфе­ра очень раз­ре­же­на, темп-ра варь­и­ру­ет­ся в ши­ро­ких пре­де­лах, уве­ли­чи­ва­ясь с вы­со­той до 400 К на днев­ной сто­ро­не и не­мно­го умень­ша­ясь с вы­со­той на ноч­ной сто­ро­не пла­не­ты.

Из-за мед­лен­но­го вра­ще­ния пла­не­ты, прак­ти­че­ски кру­го­вой ор­би­ты и ма­ло­го на­кло­не­ния оси вра­ще­ния се­зон­ные и кли­ма­тич. из­ме­не­ния на В. ма­лы. Об­щая цир­ку­ля­ция ат­мо­сфе­ры име­ет слож­ный и не­обыч­ный ха­рак­тер: на вы­со­тах 40–80 км ат­мо­сфер­ные по­то­ки дви­жут­ся с боль­шой ско­ро­стью (ок. 100 м/с) па­рал­лель­но эк­ва­то­ру в на­прав­ле­нии соб­ст­вен­но­го вра­ще­ния пла­не­ты (про­ти­во­по­лож­ном дви­же­нию пла­не­ты во­круг Солн­ца). Этот эф­фект на­зы­ва­ют гло­баль­ной супер­ро­та­ци­ей. В ре­зуль­та­те пе­ри­од об­раще­ния об­ла­ков вбли­зи плос­ко­сти эк­ва­то­ра со­став­ля­ет 4–5 зем­ных су­ток. Су­ще­ст­ву­ет так­же ме­ри­дио­наль­ная цир­ку­ля­ция ат­мо­сфе­ры В. со ско­ро­стью ок. 5 м/с в ка­ж­дой по­лу­сфе­ре. Вбли­зи по­лю­сов В. раз­ви­ва­ют­ся дол­го­жи­ву­щие вих­ре­вые струк­ту­ры ра­диу­сом до 1000 км.

Ионосфера Венеры

На вы­со­тах св. 120 км ат­мо­сфе­ра В. ио­ни­зу­ет­ся УФ-из­лу­че­ни­ем Солн­ца и по­то­ка­ми за­ря­жен­ных час­тиц сол­неч­но­го и кос­мич. про­ис­хо­ж­де­ния; фор­ми­ру­ет­ся ио­но­сфе­ра пла­не­ты. Мак­си­мум плот­но­сти ио­но­сфе­ры В. на днев­ной сто­ро­не ок. 10⁶ частиц/см³ на вы­со­те 140 км. Па­ра­мет­ры ио­но­сфе­ры из­ме­ня­ют­ся с из­ме­не­ни­ем сол­неч­ной ак­тив­но­сти. Ио­но­сфе­ра В. яв­ля­ет­ся пре­пят­ст­ви­ем для на­бе­гаю­ще­го по­то­ка сол­неч­но­го вет­ра (у В. ср. плот­ность сол­неч­но­го вет­ра 15 час­тиц/см³, ско­рость ок. 440 км/с). При взаи­мо­дей­ст­вии сол­неч­но­го вет­ра с ио­но­сфе­рой об­ра­зу­ет­ся удар­ная вол­на, по­сле про­хож­де­ния ко­то­рой ско­рость сол­неч­но­го вет­ра па­да­ет до 100 км/с и он от­кло­ня­ет­ся, оги­бая ио­но­сфе­ру В. Фор­ма удар­ной вол­ны у В. по­доб­на фор­ме удар­ной вол­ны у Зем­ли, од­на­ко ме­ха­низ­мы взаи­мо­дей­ст­вия сол­неч­но­го вет­ра с ио­но­сфе­ра­ми В. и Зем­ли кар­ди­наль­но от­ли­ча­ют­ся: у В. взаи­мо­дей­ст­вие сол­неч­но­го вет­ра с ио­но­сфе­рой про­ис­хо­дит в от­сут­ст­вие маг­нит­но­го по­ля пла­не­ты; у Зем­ли сол­неч­ный ве­тер взаи­мо­дей­ст­ву­ет с маг­нит­ным по­лем пла­не­ты, об­ра­зуя об­шир­ную маг­ни­то­сфе­ру.

Космические исследования Венеры

Совр. зна­ния об ат­мо­сфе­ре и по­верх­ности В. по­лу­че­ны в пе­ри­од с 1966 по 1994 по дан­ным 16 сов. кос­мич. ап­па­ратов се­рии «Ве­не­ра», двух кос­мич. ап­па­ра­тов «Ве­га», а так­же амер. ап­па­ра­тов «Mariner 2, 5, 10», «Pioneer Venus» и «Magellan». Ис­сле­до­ва­ния со­ста­ва внутр. сло­ёв ат­мо­сфе­ры, па­ра­мет­ров её вер­ти­каль­но­го про­фи­ля и ус­ло­вий на по­верх­но­сти пла­не­ты ста­ли воз­мож­ны толь­ко с ис­поль­зо­ва­ни­ем кос­мич. зон­дов, во­шед­ших в её ат­мо­сфе­ру и дос­тиг­ших по­верх­но­сти. Ин­фор­ма­ция о по­верх­но­сти В. по­лу­че­на дву­мя ме­то­да­ми – па­но­рам­ные изо­бра­же­ния по­верх­но­сти и ис­сле­до­ва­ние со­ста­ва по­род в мес­тах по­сад­ки зон­дов; гло­баль­ное кар­ти­ро­ва­ние по­верх­но­сти В. с по­мо­щью ра­да­ра. Зон­ди­ро­ва­ние рель­е­фа по­верх­но­сти с по­мо­щью ра­да­ра воз­мож­но на тех дли­нах волн элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния, для ко­то­рых ат­мо­сфе­ра про­зрач­на (сан­ти­мет­ро­вый диа­па­зон длин волн).

11.4.2006 на ор­би­ту ис­кусств. спут­ни­ка В. вы­шел кос­мич. ап­па­рат «Ve­nus Ex­p­ress» Ев­роп. кос­мич. аген­т­ст­ва, за­пу­щен­ный 9.11.2005 с кос­мод­ро­ма Бай­ко­нур. Ап­па­рат пред­на­зна­чен для комп­лекс­ных ис­сле­до­ва­ний ат­мо­сфе­ры и кли­ма­та пла­не­ты, её плаз­мен­ной обо­лоч­ки, ра­дио­ло­ка­ци­он­но­го зон­ди­ро­ва­ния под­по­вер­х­но­ст­ных сло­ёв В., по­ис­ка её вул­ка­нич. ак­тив­но­сти.