|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Венера (планета) | Венера (далее В) вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета Солнечной системы, астрономический знак  . В (планета) была известна также под названием Утренней звезды, Геспера, Веспера, Вечерней звезды, 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 (планета) 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 (планета) — наиболее яркое (после Солнца и Луны) светило земного неба. В максимуме блеска она достигает — 4,4 звездной величины, фазы В (планета) (открыты Г. Галилеем в 1610) люди с исключительно хорошим зрением могут заметить невооруженным глазом. Угловой диаметр В (планета) во время нижнего соединения достигает 64". Согласно наземным радиолокационным наблюдениям, средний радиус В (планета) составляет 6050 ± 0,5 км, а отклонения от сферичности ±3 км, масса  массы Солнца, 0,9528 массы Земли.
При наблюдениях с Земли В (планета) представляется покрытой сплошным облачным покровом с высокой отражательной способностью (сферическое альбедо 0,6), лишенным постоянных деталей. По отдельным темным 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 твердого тела планеты, определенный радиолокационными наблюдениями, составляет 243 ± 0,18 сут (направление вращения также обратное), причем 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 (планета) установлено впервые М. В (планета) Ломоносовым при наблюдениях прохождения ее по диску Солнца в 1761.
В атмосфере В (планета) спектроскопическим путем надежно установлено присутствие двуокиси (2). В надоблачном слое, возможно, имеются окись (), пары воды (2), (2), () и (). Предполагают, что облака В (планета) состоят из 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 (планета) сильно зависит от длины волны, в которой проводятся наблюдения (см. табл.).
Примерный ход яркостной температуры Венеры
Длина волны, см
|
Абс. темп-ра, К
|
Инфракрасная область
|
~240
|
0,1
|
~300
|
1,0
|
~400
|
1,5
|
~500
|
6,0
|
~700
|
70,0
|
500—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 распространенным 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 (планета)
Прямые измерения, впервые проведенные 18 октября 1967 в нижней атмосфере В (планета) советской автоматической межпланетной станцией "В-4" и подтвержденные измерениями станций "В-5", "В-6" и "В-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). Согласно прямым исследованиям, атмосфера В (планета) состоит в основном из углекислого газа с примесью небольшого количества воды (около 0,1%) и
Модель атмосферы, построенная с учетом данных как наземных, так и прямых измерений, приводит к выводу, что средняя температура у поверхности В (планета) составляет около 750 К при давлении около 10 Мн/м2 (100 кгс/см2).
Поверхность планеты, по-видимому, твердая, изрытость несколько меньше изрытости поверхности Луны. Радиолокационные наблюдения обнаруживают отдельные области повышенной отражающей способности, связанные, возможно, с рельефом поверхности.
Лит.: Шаронов В (планета) В (планета), Планета В, М., 1965; Кузьмин А. Д., Радиофизические исследования Венеры, М., 1967; Мороз В (планета) И., Физика планет, М., 1967; Брандт Дж., Ходж П., Астрофизика солнечной системы, пер. с англ., М., 1967.
Г. А. Лейкин |
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
