Венера (планета)
другая ўнутраная планета Сонечнай сістэмы / From Wikipedia, the free encyclopedia
Вене́ра (народныя назвы — Вечарні́ца, Мілаві́ца[6], Зарніца[7]) — другая ўнутраная планета Сонечнай сістэмы з перыядам абароту 224,7 зямных сутак. Названая імем Венеры, багіні кахання з рымскага пантэона. Гэта адзіная з васьмі асноўных планет Сонечнай сістэмы, якая атрымала назву ў гонар жаночага боства.
Венера | ||||
---|---|---|---|---|
Арбітальныя характарыстыкі | ||||
Эпоха: J2000.0 | ||||
Перыгелій |
107 476 259 км 0,71843270 а. а. |
|||
Афелій |
108 942 109 км 0,72823128 а. а. |
|||
Вялікая паўвось (a) |
108 208 930 км 0,723332 а. а. |
|||
Эксцэнтрысітэт арбіты (e) | 0,0068 | |||
Сідэрычны перыяд абарачэння | 224,698 дзён | |||
Сінадычны перыяд абарачэння | 583,92 дзён | |||
Арбітальная скорасць (v) | 35,02 км/с | |||
Нахіл (i) |
3,86° (адносна сонечнага экватара); 3,39458° (адносна экліптыкі); 2,5° (адносна інварыянтнай пласкасці) |
|||
Даўгата ўзыходнага вузла (Ω) | 76,67069° | |||
Аргумент перыцэнтра (ω) | 54,85229° | |||
Спадарожнікі | квазіспадарожнік 2002 VE68 | |||
Фізічныя характарыстыкі | ||||
Сплюшчанасць | 0 | |||
Экватарыяльны радыус | 6051,5 км | |||
Сярэдні радыус | 6051,8 ± 1,0 км | |||
Плошча паверхні (S) |
4,60×108 км² 0,902 зямной |
|||
Аб'ём (V) |
9,38×1011 км³ 0,857 зямнога |
|||
Маса (m) |
4,8685×1024 кг 0,815 зямной |
|||
Сярэдняя шчыльнасць (ρ) | 5,24 г/см³[1] | |||
Паскарэнне свабоднага падзення на экватары (g) |
8,87 м/с² 0,904 g |
|||
Першая касмічная скорасць (v1) | 7,328 км/с | |||
Другая касмічная скорасць (v2) | 10,363 км/с | |||
Экватарыяльная скорасць вярчэння | 6,52 км/г | |||
Перыяд вярчэння (T) | 243,023 дзён[2] | |||
Нахіл восі | 177,36° | |||
Прамое ўзыходжанне паўночнага полюса (α) |
18 г 11 хв 2 с 272,76° |
|||
Схіленне паўночнага полюса (δ) | 67,16° | |||
Альбеда | 0,65 | |||
Бачная зорная велічыня | −4,7 | |||
Вуглавы дыяметр | 9.7"–66.0"[3] | |||
Тэмпература | ||||
На паверхні |
737 К[3][4][5] (464 °C) |
|||
|
||||
|
||||
Атмасфера[3] | ||||
Атмасферны ціск | 9,2 МПа (92 бар)[3] | |||
~96,5 % вуглякіслы газ (СO2) ~3,5 % азот (N2) ~0,015 % дыяксід серы (SO2) ~0,007 % аргон (Ar) ~0,002 % вадзяны пар (H2O) ~0,0017 % чадны газ (СО) ~0,0012 % гелій (Не) ~0,0007 % неон (Ne) сераксід вугляроду (OCS) (сляды) хлоравадарод (HCl) (сляды) фторавадарод (HF) (сляды) |
Венера — трэці паводле яркасці аб’ект на небе Зямлі пасля Сонца і Месяца і дасягае бачнай зорнай велічыні −4,6. Паколькі Венера бліжэйшая да Сонца, чым Зямля, яна ніколі не аддаляецца ад Сонца больш чым на 47,8° (для зямнога назіральніка). Лепш за ўсё яна відаць незадоўга да ўзыходу або праз пэўны час пасля заходу Сонца, што дало падставу называць яе таксама Вячэрняя зорка ці Ранішняя зорка.
Венера класіфікуецца як землепадобная планета, і часам яе называюць «сястрой Зямлі», таму што абедзве планеты падобныя памерамі, сілай цяжару і складам. Аднак умовы на гэтых планетах вельмі адрозніваюцца. Паверхню Венеры хаваюць надзвычай густыя аблокі сернай кіслаты з высокай адбівальнай здольнасцю, што перашкаджае ўбачыць яе паверхню ў бачным святле (але яе атмасфера празрыстая для радыёхваляў, з дапамогай якіх пасля і быў даследаваны рэльеф планеты). Спрэчкі пра тое, што знаходзіцца пад густой воблачнасцю Венеры, працягваліся да дваццатага стагоддзя, пакуль многія з таямніц Венеры не былі прыадкрытыя планетолагамі. У Венеры найшчыльнейшая сярод вядомых землепадобных планет атмасфера, якая складаецца галоўным чынам з вуглякіслага газу. Гэта тлумачыцца тым, што на Венеры няма кругаабароту вугляроду і жыцця, якое магло б перапрацоўваць яго ў біямасу.
У глыбокай старажытнасці Венера, як мяркуюць, настолькі разагрэлася, што падобныя да зямных акіяны, якія, як лічыцца, на ёй былі, цалкам выпарыліся, пакінуўшы пасля сябе пустэльны пейзаж з мноствам плітападобных скал. Адна з гіпотэзаў мяркуе, што праз слабасць магнітнага поля вадзяная пара (расшчэпленая сонечным выпраменьваннем на элементы) была вынесена сонечным ветрам у міжпланетную прастору. Устаноўлена, што атмасфера планеты і цяпер губляе вадарод і кісларод у суадносінах 2:1[8].
Атмасферны ціск на паверхні Венеры ў 92 разы большы, чым на Зямлі. Дэталёвае картаграфаванне паверхні планеты праводзілася на працягу апошніх 22 гадоў, у прыватнасці праектам «Магелан». Паверхня Венеры носіць выразныя прыкметы вулканічнай дзейнасці, а атмасфера змяшчае шмат серы. Некаторыя эксперты мяркуюць, што вулканічная дзейнасць на Венеры працягваецца і цяпер. Аднак відавочных доказаў гэтаму не было знойдзена, таму што пакуль ні на воднай з вулканічных западзін — кальдэр — не было заўважана лававых патокаў. Вельмі малая колькасць ударных кратараў сведчыць пра тое, што паверхня Венеры адносна маладая: ёй прыблізна 500 мільёнаў гадоў. Ніякіх сведчанняў тэктанічнага руху пліт на Венеры не выяўлена, магчыма таму, што яе літасфера цераз адсутнасць вады занадта вязкая і, такім чынам, недастаткова рухомая. Мяркуюць таксама, што Венера паступова губляе ўнутраную высокую тэмпературу.