Dhe objekti i tretë më i ndritshëm në qiell pas Diellit dhe Hënës. Ky planet ndonjëherë quhet motra e dheut, e cila shoqërohet me një ngjashmëri të caktuar në peshë dhe madhësi. Sipërfaqja e Venusit është e mbuluar me një shtresë resh krejtësisht të padepërtueshme, përbërësi kryesor i së cilës është acidi sulfurik.
Emërtimi Venusi Planeti u emërua pas perëndeshës romake të dashurisë dhe bukurisë. Në ditët e romakëve të lashtë, njerëzit e dinin tashmë se kjo Venus është një nga katër planetët e ndryshëm nga Toka. Ishte shkëlqimi më i lartë i planetit, spikatja e Venusit, që luajti një rol në emërtimin e tij sipas perëndeshës së dashurisë, dhe kjo lejoi që planeti të lidhej me dashurinë, feminitetin dhe romancën për vite me radhë.
Për një kohë të gjatë besohej se Venusi dhe Toka janë planetë binjakë. Arsyeja për këtë ishte ngjashmëria e tyre në madhësi, dendësi, masë dhe vëllim. Sidoqoftë, shkencëtarët e mëvonshëm zbuluan se pavarësisht ngjashmërisë së dukshme të këtyre karakteristikave planetare, planetët janë shumë të ndryshëm nga njëri-tjetri. Po flasim për parametra të tillë si atmosfera, rrotullimi, temperatura e sipërfaqes dhe prania e satelitëve (Venusi nuk i ka ato).
Ashtu si me Merkurin, njohuritë e njerëzimit për Venusin u rritën ndjeshëm në gjysmën e dytë të shekullit të njëzetë. Përpara se Shtetet e Bashkuara dhe Bashkimi Sovjetik të fillonin misionet në rritje në vitet 1960, shkencëtarët kishin ende shpresë se kushtet nën retë tepër të dendura të Venusit mund të ishin të përshtatshme për jetë. Por të dhënat e mbledhura si rezultat i këtyre misioneve dëshmuan të kundërtën - kushtet në Venus janë shumë të ashpra që organizmat e gjallë të ekzistojnë në sipërfaqen e saj.
Një kontribut i rëndësishëm në studimin e atmosferës dhe sipërfaqes së Venusit u dha nga misioni i BRSS me të njëjtin emër. Anija e parë kozmike e dërguar në planet dhe fluturoi përtej planetit ishte Venera-1, e zhvilluar nga S.P. Rocket and Space Corporation Energia. Korolev (sot OJF Energia). Pavarësisht se komunikimi me këtë anije, si dhe me disa automjete të tjera të misionit, humbi, kishte nga ata që mundën jo vetëm të studionin përbërjen kimike të atmosferës, por edhe të arrinin vetë sipërfaqen.
Anija e parë kozmike, e lëshuar më 12 qershor 1967, që ishte në gjendje të kryente kërkime atmosferike ishte Venera 4. Moduli i zbritjes së anijes kozmike u shtyp fjalë për fjalë nga presioni në atmosferën e planetit, por moduli orbital arriti të bënte një sërë vëzhgimesh të vlefshme dhe të merrte të dhënat e para mbi temperaturën, densitetin dhe përbërjen kimike të Venusit. Misioni përcaktoi se atmosfera e planetit përbëhet nga 90% dioksid karboni me sasi të vogla oksigjeni dhe avulli uji.
Instrumentet e orbitës treguan se Venusi nuk ka rripa rrezatimi dhe një fushë magnetike 3000 herë më e dobët se fusha magnetike e Tokës. Një tregues i rrezatimit ultravjollcë nga Dielli në bordin e anijes zbuloi koronën e hidrogjenit të Venusit, përmbajtja e hidrogjenit të së cilës ishte afërsisht 1000 herë më pak se në shtresat e sipërme të atmosferës së Tokës. Të dhënat u konfirmuan më vonë nga misionet Venera 5 dhe Venera 6.
Falë këtyre dhe studimeve të mëvonshme, sot shkencëtarët mund të dallojnë dy shtresa të gjera në atmosferën e Venusit. Shtresa e parë dhe kryesore janë retë, të cilat mbulojnë të gjithë planetin në një sferë të padepërtueshme. E dyta është gjithçka poshtë atyre reve. Retë që rrethojnë Venusin shtrihen nga 50 deri në 80 kilometra mbi sipërfaqen e planetit dhe përbëhen kryesisht nga dioksidi i squfurit (SO2) dhe acidi sulfurik (H2SO4). Këto re janë aq të dendura sa reflektojnë 60% të të gjithë dritës së diellit që Venusi merr përsëri në hapësirë.
Shtresa e dytë, e cila është poshtë reve, ka dy funksione kryesore: dendësinë dhe përbërjen. Efekti i kombinuar i këtyre dy funksioneve në planet është i madh - e bën Venusin më të nxehtë dhe më pak mikpritës nga të gjithë planetët në sistemin diellor. Për shkak të efektit të serrës, temperatura e shtresës mund të arrijë 480°C, gjë që lejon që sipërfaqja e Venusit të nxehet në temperaturat maksimale në sistemin tonë.
Retë e Venusit
Duke përdorur vëzhgimet nga sateliti Venus Express i Agjencisë Evropiane të Hapësirës (ESA), shkencëtarët kanë qenë në gjendje të tregojnë për herë të parë se si kushtet e motit në shtresat e trasha të reve të Venusit janë të lidhura me topografinë e saj sipërfaqësore. Doli se retë e Venusit jo vetëm që mund të pengojnë vëzhgimin e sipërfaqes së planetit, por edhe të japin të dhëna se çfarë saktësisht ndodhet në të.
Besohet se Venusi është shumë i nxehtë për shkak të efektit të pabesueshëm të serrës që ngroh sipërfaqen e saj në temperaturat 450 gradë Celsius. Klima në sipërfaqe është dëshpëruese, dhe ajo vetë është shumë e dobët, pasi është e mbuluar me një shtresë tepër të trashë resh. Në të njëjtën kohë, era që është e pranishme në planet ka një shpejtësi që nuk e kalon shpejtësinë e një vrapimi të lehtë - 1 metër në sekondë.
Megjithatë, kur shihet nga larg, planeti, i cili quhet edhe motra e Tokës, duket shumë ndryshe - re të lëmuara dhe të ndritshme e rrethojnë planetin. Këto re formojnë një shtresë të trashë njëzet kilometrash që shtrihet mbi sipërfaqe dhe kështu është shumë më e ftohtë se vetë sipërfaqja. Temperatura tipike e kësaj shtrese është rreth -70 gradë Celsius, e cila është e krahasueshme me temperaturat në majat e reve të Tokës. Në shtresën e sipërme të reve, kushtet e motit janë shumë më ekstreme, me erëra që fryjnë qindra herë më shpejt se në sipërfaqe dhe madje edhe më shpejt se shpejtësia e rrotullimit të vetë Venusit.
Me ndihmën e vëzhgimeve të Venus Express, shkencëtarët ishin në gjendje të përmirësonin ndjeshëm hartën klimatike të Venusit. Ata ishin në gjendje të identifikonin tre aspekte të motit me re të planetit: sa shpejt mund të qarkullojnë erërat në Venus, sa ujë përmban retë dhe sa të ndritshme janë këto re të shpërndara në të gjithë spektrin (në dritën ultravjollcë).
"Rezultatet tona treguan se të gjitha këto aspekte: era, përmbajtja e ujit dhe përbërja e reve janë disi të lidhura me vetitë e vetë sipërfaqes së Venusit," tha Jean-Loup Berto nga Observatori LATMOS në Francë, autori kryesor i studimit të ri të Venus Express. . "Ne përdorëm vëzhgimet nga anija kozmike që zgjatën një periudhë prej gjashtë vjetësh, nga 2006 në 2012, dhe kjo na lejoi të studionim modelet e ndryshimeve afatgjata të motit në planet."
Sipërfaqja e Venusit
Para studimeve të radarit të planetit, të dhënat më të vlefshme në sipërfaqe u morën me ndihmën e të njëjtit program hapësinor sovjetik "Venus". Automjeti i parë që bëri një ulje të butë në sipërfaqen e Venusit ishte sonda hapësinore Venera 7, e lëshuar më 17 gusht 1970.
Përkundër faktit se edhe para uljes, shumë nga instrumentet e anijes ishin tashmë jashtë funksionit, ai ishte në gjendje të identifikonte treguesit e presionit dhe temperaturës në sipërfaqe, të cilat arritën në 90 ± 15 atmosfera dhe 475 ± 20 ° C.
1 – mjet zbritjeje;
2 – panele diellore;
3 – sensori i orientimit qiellor;
4 – panel mbrojtës;
5 – sistem shtytës korrigjues;
6 – kolektorë të sistemit pneumatik me grykë kontrolli;
7 – numëruesi i grimcave kozmike;
8 – ndarje orbitale;
9 – radiator-ftohës;
10 - antenë me drejtim të ulët;
11 – antenë me drejtim të lartë;
12 – njësia e automatizimit të sistemit pneumatik;
13 – cilindër azoti i ngjeshur
Misioni i mëpasshëm "Venera 8" doli të ishte edhe më i suksesshëm - ishte e mundur të merreshin mostrat e para të tokës sipërfaqësore. Falë spektrometrit gama të instaluar në anije, u bë e mundur të përcaktohej përmbajtja e elementeve radioaktive si kaliumi, uraniumi dhe toriumi në shkëmbinj. Doli se toka e Venusit i ngjan shkëmbinjve tokësorë në përbërjen e saj.
Fotografitë e para bardh e zi të sipërfaqes u morën nga sondat Venera 9 dhe Venera 10, të cilat u lëshuan pothuajse njëra pas tjetrës dhe u ulën butësisht në sipërfaqen e planetit më 22 dhe 25 tetor 1975, respektivisht.
Pas kësaj, u morën të dhënat e para të radarit të sipërfaqes së Venusit. Fotot janë bërë në vitin 1978, kur anija e parë amerikane Pioneer Venus mbërriti në orbitën e planetit. Hartat e krijuara nga pamjet treguan se sipërfaqja përbëhet kryesisht nga fusha, formimi i të cilave është shkaktuar nga rrjedhat e fuqishme të lavës, si dhe dy rajone malore, të quajtura Ishtar Terra dhe Afërdita. Të dhënat u konfirmuan më pas nga misionet Venera 15 dhe Venera 16, të cilat hartuan hemisferën veriore të planetit.
Imazhet e para me ngjyra të sipërfaqes së Venusit dhe madje edhe regjistrimet e zërit u morën duke përdorur tokëzuesin Venera 13. Kamera e modulit bëri 14 fotografi me ngjyra dhe 8 bardh e zi të sipërfaqes. Gjithashtu, një spektrometër fluoreshence me rreze X u përdor për herë të parë për të analizuar mostrat e tokës, gjë që bëri të mundur identifikimin e shkëmbit prioritar në vendin e uljes - bazalt alkali leucit. Temperatura mesatare e sipërfaqes gjatë funksionimit të modulit ishte 466,85 °C dhe presioni ishte 95,6 bar.
Moduli i nisur pasi anija kozmike Venera-14 ishte në gjendje të transmetonte imazhet e para panoramike të sipërfaqes së planetit:
Pavarësisht se imazhet fotografike të sipërfaqes së planetit të marra me ndihmën e programit hapësinor të Venusit janë ende të vetmet dhe unike dhe përfaqësojnë materialin më të vlefshëm shkencor, këto fotografi nuk mund të japin një ide në shkallë të gjerë të planetit. topografia. Pas analizimit të rezultateve të marra, fuqitë hapësinore u fokusuan në kërkimin e radarit të Venusit.
Në vitin 1990, një anije kozmike e quajtur Magellan filloi punën e saj në orbitën e Venusit. Ai arriti të merrte imazhe më të mira me radar, të cilat doli të ishin shumë më të detajuara dhe informuese. Për shembull, doli se nga 1000 krateret e përplasjes që Magellani zbuloi, asnjë prej tyre nuk ishte më i madh se dy kilometra në diametër. Kjo i bëri shkencëtarët të besonin se çdo meteorit me diametër më të vogël se dy kilometra thjesht digjej kur kalonte nëpër atmosferën e dendur të Venusit.
Për shkak të reve të trasha që mbështjellin Venusin, detajet e sipërfaqes së saj nuk mund të shihen duke përdorur mjete të thjeshta fotografike. Për fat të mirë, shkencëtarët ishin në gjendje të përdorin metodën e radarit për të marrë informacionin e nevojshëm.
Megjithëse fotografia dhe radarët punojnë duke mbledhur rrezatimin që kërcen nga një objekt, ato kanë një ndryshim të madh në mënyrën se si reflektojnë format e rrezatimit. Fotografia kap dritën e dukshme, ndërsa harta e radarit kap rrezatimin e mikrovalës. Avantazhi i përdorimit të radarit në rastin e Venusit ishte i dukshëm, pasi rrezatimi i mikrovalës mund të kalojë nëpër retë e trasha të planetit, ndërsa drita e nevojshme për fotografi nuk është në gjendje ta bëjë këtë.
Kështu, studimet shtesë të përmasave të kraterit kanë ndihmuar të hedhin dritë mbi faktorët që tregojnë moshën e sipërfaqes së planetit. Doli se krateret e vogla me ndikim praktikisht mungojnë në sipërfaqen e planetit, por gjithashtu nuk ka kratere me diametër të madh. Kjo i bëri shkencëtarët të besonin se sipërfaqja u formua pas një periudhe bombardimesh të rënda midis 3.8 dhe 4.5 miliardë vjet më parë, kur u formuan një numër i madh krateresh me ndikim në planetët e brendshëm. Kjo tregon se sipërfaqja e Venusit ka një moshë gjeologjike relativisht të vogël.
Studimi i aktivitetit vullkanik të planetit zbuloi veçori edhe më karakteristike të sipërfaqes.
Tipari i parë janë fushat e mëdha të përshkruara më sipër, të krijuara nga rrjedhat e lavës në të kaluarën. Këto fusha mbulojnë rreth 80% të të gjithë sipërfaqes së Venusit. Karakteristika e dytë karakteristike janë formacionet vullkanike, të cilat janë shumë të shumta dhe të larmishme. Përveç vullkaneve mbrojtëse që ekzistojnë gjithashtu në Tokë (për shembull, Mauna Loa), shumë vullkane të sheshta janë zbuluar në Venus. Këto vullkane janë të ndryshme nga ato në Tokë, sepse kanë një formë të sheshtë të veçantë në formë disku për shkak të faktit se e gjithë llava që përmban vullkani shpërtheu menjëherë. Pas një shpërthimi të tillë, llava del në një rrjedhë të vetme, duke u përhapur në mënyrë rrethore.
Gjeologjia e Venusit
Ashtu si me planetët e tjerë tokësorë, Venusi në thelb përbëhet nga tre shtresa: korja, manteli dhe bërthama. Megjithatë, ka diçka që është shumë intriguese - brendësia e Venusit (ndryshe nga ose) është shumë e ngjashme me brendësinë e Tokës. Për shkak të faktit se nuk është ende e mundur të krahasohet përbërja e vërtetë e dy planetëve, përfundime të tilla u bënë bazuar në karakteristikat e tyre. Aktualisht besohet se korja e Venusit është 50 kilometra e trashë, manteli i saj 3000 kilometra dhe thelbi i saj 6000 kilometra në diametër.
Për më tepër, shkencëtarët ende nuk kanë një përgjigje për pyetjen nëse bërthama e planetit është e lëngshme apo e ngurtë. Gjithçka që mbetet është të supozojmë, duke pasur parasysh ngjashmërinë e dy planetëve, se është i njëjti lëng si ai i Tokës.
Megjithatë, disa studime tregojnë se bërthama e Venusit është e fortë. Për të vërtetuar këtë teori, studiuesit citojnë faktin se planetit i mungon dukshëm një fushë magnetike. E thënë thjesht, fushat magnetike planetare rezultojnë nga transferimi i nxehtësisë nga brenda një planeti në sipërfaqen e tij, dhe një komponent i domosdoshëm i këtij transferimi është bërthama e lëngshme. Forca e pamjaftueshme e fushave magnetike, sipas këtij koncepti, tregon se ekzistenca e një bërthame të lëngshme në Venus është thjesht e pamundur.
Orbita dhe rrotullimi i Venusit
Aspekti më i shquar i orbitës së Venusit është distanca e saj uniforme nga Dielli. Ekscentriciteti orbital është vetëm 0,00678, që do të thotë se orbita e Venusit është më rrethore nga të gjithë planetët. Për më tepër, një ekscentricitet kaq i vogël tregon se ndryshimi midis perihelionit të Venusit (1,09 x 10 8 km) dhe afelionit të tij (1,09 x 10 8 km) është vetëm 1,46 x 10 6 kilometra.
Informacioni për rrotullimin e Venusit, si dhe të dhënat për sipërfaqen e saj, mbetën mister deri në gjysmën e dytë të shekullit të njëzetë, kur u morën të dhënat e para të radarit. Doli se rrotullimi i planetit rreth boshtit të tij është në të kundërt të akrepave të orës kur shikohet nga rrafshi "i sipërm" i orbitës, por në fakt rrotullimi i Venusit është retrogradë, ose në drejtim të akrepave të orës. Arsyeja për këtë aktualisht nuk dihet, por ekzistojnë dy teori të njohura që shpjegojnë këtë fenomen. E para tregon një rezonancë rrotulluese 3:2 të Venusit me Tokën. Përkrahësit e teorisë besojnë se gjatë miliarda viteve, graviteti i Tokës ndryshoi rrotullimin e Venusit në gjendjen e saj aktuale.
Përkrahësit e një koncepti tjetër dyshojnë se forca gravitacionale e Tokës ishte mjaft e fortë për të ndryshuar rrotullimin e Venusit në një mënyrë kaq themelore. Në vend të kësaj, ato i referohen periudhës së hershme të sistemit diellor, kur ndodhi formimi i planetëve. Sipas këtij këndvështrimi, rrotullimi fillestar i Venusit ishte i ngjashëm me atë të planetëve të tjerë, por u ndryshua në orientimin e tij aktual nga përplasja e planetit të ri me një planetezmal të madh. Përplasja ishte aq e fuqishme sa e ktheu planetin përmbys.
Zbulimi i dytë i papritur në lidhje me rrotullimin e Venusit është shpejtësia e saj.
Për të bërë një revolucion të plotë rreth boshtit të tij, planetit i nevojiten rreth 243 ditë tokësore, domethënë një ditë në Venus është më e gjatë se në çdo planet tjetër dhe një ditë në Venus është e krahasueshme me një vit në Tokë. Por edhe më shumë shkencëtarë u goditën nga fakti se një vit në Venus është pothuajse 19 ditë tokësore më pak se një ditë në Venus. Përsëri, asnjë planet tjetër në sistemin diellor nuk ka veti të tilla. Shkencëtarët e lidhin këtë veçori pikërisht me rrotullimin e kundërt të planetit, tiparet e studimit të të cilit u përshkruan më sipër.
- Venusi është objekti i tretë natyror më i ndritshëm në qiellin e Tokës pas Hënës dhe Diellit. Planeti ka një magnitudë vizuale nga -3.8 deri në -4.6, duke e bërë atë të dukshëm edhe në një ditë të kthjellët.
Venusi nganjëherë quhet "ylli i mëngjesit" dhe "ylli i mbrëmjes". Kjo për faktin se përfaqësuesit e qytetërimeve të lashta e ngatërruan këtë planet për dy yje të ndryshëm, në varësi të kohës së ditës.
Një ditë në Venus është më e gjatë se një vit. Për shkak të rrotullimit të ngadaltë rreth boshtit të saj, një ditë zgjat 243 ditë tokësore. Një revolucion rreth orbitës së planetit zgjat 225 ditë tokësore.
Venusi është emëruar pas perëndeshës romake të dashurisë dhe bukurisë. Besohet se romakët e lashtë e quajtën në këtë mënyrë për shkak të shkëlqimit të lartë të planetit, i cili nga ana tjetër mund të ketë ardhur nga koha e Babilonisë, banorët e së cilës e quanin Venusin "mbretëresha e ndritshme e qiellit".
Venusi nuk ka satelitë apo unaza.
Miliarda vite më parë, klima e Venusit mund të ketë qenë e ngjashme me atë të Tokës. Shkencëtarët besojnë se Venusi dikur kishte ujë dhe oqeane të bollshme, por temperaturat e larta dhe efekti i serrës e kanë vluar ujin dhe sipërfaqja e planetit tani është shumë e nxehtë dhe armiqësore për të mbështetur jetën.
Venusi rrotullohet në drejtim të kundërt me planetët e tjerë. Shumica e planetëve të tjerë rrotullohen në të kundërt të akrepave të orës rreth boshtit të tyre, por Venusi, si Venusi, rrotullohet në drejtim të akrepave të orës. Kjo njihet si rrotullim retrograd dhe mund të jetë shkaktuar nga një përplasje me një asteroid ose objekt tjetër hapësinor që ndryshoi drejtimin e rrotullimit të tij.
Venusi është planeti më i nxehtë në sistemin diellor me një temperaturë mesatare të sipërfaqes prej 462°C. Për më tepër, Venusi nuk ka një anim në boshtin e saj, që do të thotë se planeti nuk ka stinë. Atmosfera është shumë e dendur dhe përmban 96.5% dioksid karboni, i cili bllokon nxehtësinë dhe shkakton efektin serë që avulloi burimet e ujit miliarda vjet më parë.
Temperatura në Venus praktikisht nuk ndryshon me ndryshimin e ditës dhe natës. Kjo ndodh për shkak se era diellore lëviz shumë ngadalë në të gjithë sipërfaqen e planetit.
Mosha e sipërfaqes së Venusit është rreth 300-400 milion vjet. (Mosha e sipërfaqes së Tokës është rreth 100 milionë vjet.)
Presioni atmosferik në Venus është 92 herë më i fortë se në Tokë. Kjo do të thotë se çdo asteroid i vogël që hyn në atmosferën e Venusit do të shtypet nga presioni i madh. Kjo shpjegon mungesën e kraterave të vegjël në sipërfaqen e planetit. Ky presion është i barabartë me presionin në një thellësi prej rreth 1000 km. në oqeanet e Tokës.
Venusi ka një fushë magnetike shumë të dobët. Kjo i habiti shkencëtarët, të cilët kishin pritur që Venusi të kishte një fushë magnetike të ngjashme në fuqi me atë të Tokës. Një arsye e mundshme për këtë është se Venusi ka një bërthamë të brendshme të fortë ose se nuk ftohet.
Venusi është i vetmi planet në sistemin diellor që ka marrë emrin e një gruaje.
Venusi është planeti më i afërt me Tokën. Distanca nga planeti ynë në Venus është 41 milion kilometra.
Plus
Planeti i dytë nga Dielli, Venusi, është më i afërti me Tokën dhe, ndoshta, më i bukuri nga planetët tokësorë. Për mijëra vjet ajo ka tërhequr vështrimet kurioze nga shkencëtarët e kohëve të lashta dhe moderne drejt poetëve të thjeshtë të vdekshëm. Nuk është çudi që ajo mban emrin e perëndeshës greke të dashurisë. Por studimi i tij më tepër shton pyetje sesa jep ndonjë përgjigje.
Një nga vëzhguesit e parë, Galileo Galilei, vëzhgoi Venusin me një teleskop. Me ardhjen e pajisjeve optike më të fuqishme si teleskopët në vitin 1610, njerëzit filluan të vëzhgonin fazat e Venusit, të cilat ngjanin shumë me fazat e hënës. Afërdita është një nga yjet më të shndritshëm në qiellin tonë, kështu që në muzg dhe në mëngjes, ju mund ta shihni planetin me sy të lirë. Duke parë kalimin e tij përpara Diellit, Mikhailo Lomonosov në 1761 ekzaminoi një buzë të hollë ylberi që rrethonte planetin. Kështu u zbulua atmosfera. Doli të ishte shumë e fuqishme: presioni pranë sipërfaqes arriti në 90 atmosfera!
Efekti serë shpjegon temperaturat e larta të shtresave më të ulëta të atmosferës. Është gjithashtu i pranishëm në planetë të tjerë, për shembull në Mars, për shkak të tij, temperatura mund të rritet me 9 °, në Tokë - deri në 35 °, dhe në Venus - arrin maksimumin e tij, midis planetëve - deri në 480 ° C .
Struktura e brendshme e Venusit
Struktura e Venusit, fqinjit tonë, është e ngjashme me planetët e tjerë. Ai përfshin koren, mantelin dhe bërthamën. Rrezja e bërthamës së lëngshme, e cila përmban shumë hekur, është afërsisht 3200 km. Struktura e mantelit - lënda e shkrirë - është 2800 km, dhe trashësia e kores është 20 km. Është për t'u habitur që me një bërthamë të tillë, fusha magnetike praktikisht mungon. Kjo ka shumë të ngjarë për shkak të rrotullimit të ngadaltë. Atmosfera e Venusit arrin deri në 5500 km, shtresat e sipërme të së cilës përbëhen pothuajse tërësisht nga hidrogjeni. Stacionet automatike ndërplanetare sovjetike (AMS) Venera-15 dhe Venera-16 në vitin 1983 zbuluan maja malore me rrjedha llave në Venus. Tani numri i objekteve vullkanike arrin në 1600 copë. Shpërthimet vullkanike tregojnë aktivitet në brendësi të planetit, i cili është i mbyllur nën shtresa të trasha të guaskës së bazaltit.
Rrotullimi rreth boshtit të vet
Shumica e planetëve në sistemin diellor rrotullohen rreth boshtit të tyre nga perëndimi në lindje. Venusi, si Urani, është një përjashtim nga ky rregull dhe rrotullohet në drejtim të kundërt, nga lindja në perëndim. Ky rrotullim jo standard quhet retrograd. Kështu, një rrotullim i plotë rreth boshtit të tij zgjat 243 ditë.
Shkencëtarët besojnë se pas formimit të Venusit, në sipërfaqen e saj kishte një sasi të madhe uji. Por, me ardhjen e efektit serë, filloi avullimi i deteve dhe lirimi i anhidritit të dioksidit të karbonit, i cili është pjesë e shkëmbinjve të ndryshëm, në atmosferë. Kjo çoi në një rritje të avullimit të ujit dhe një rritje të përgjithshme të temperaturës. Pas ca kohësh, uji u zhduk nga sipërfaqja e Venusit dhe hyri në atmosferë.
Tani, sipërfaqja e Venusit duket si një shkretëtirë shkëmbore, me male të herëpashershme dhe fusha të valëzuara. Nga oqeanet, vetëm depresione të mëdha mbetën në planet. Të dhënat e radarit të marra nga stacionet ndërplanetare regjistruan gjurmë të aktivitetit të fundit vullkanik.
Përveç anijes sovjetike, Venusi vizitoi edhe Magellan amerikan. Ai bëri një hartë pothuajse të plotë të planetit. Gjatë procesit të skanimit, u zbuluan një numër i madh vullkanesh, qindra kratere dhe male të shumta. Bazuar në lartësitë e tyre karakteristike, në raport me nivelin mesatar, shkencëtarët kanë identifikuar 2 kontinente - tokën e Afërditës dhe tokën e Ishtarit. Në kontinentin e parë, me madhësinë e Afrikës, ekziston një mal 8 kilometrash Maat - një vullkan i madh i zhdukur. Kontinenti Ishtar është i krahasueshëm për nga madhësia me Shtetet e Bashkuara. Tërheqja e tij janë malet Maxwell 11 kilometra, majat më të larta në planet. Përbërja e shkëmbinjve i ngjan bazaltit tokësor.
Në peizazhin Venusian, krateret e goditjes të mbushura me lavë mund të gjenden me një diametër prej rreth 40 km. Por ky është një përjashtim, sepse janë rreth 1 mijë të tillë në total.
Karakteristikat e Venusit
Pesha: 4,87*1024 kg (0,815 tokë)
Diametri në ekuator: 12102 km
Pjerrësia e boshtit: 177,36°
Dendësia: 5,24 g/cm3
Temperatura mesatare e sipërfaqes: +465 °C
Periudha e rrotullimit rreth boshtit (ditë): 244 ditë (retrograde)
Largësia nga Dielli (mesatare): 0,72 a. e. ose 108 milionë km
Periudha e rrotullimit rreth Diellit (viti): 225 ditë
Shpejtësia orbitale: 35 km/s
Ekscentriciteti orbital: e = 0,0068
Pjerrësia orbitale ndaj ekliptikës: i = 3,86°
Përshpejtimi i gravitetit: 8.87m/s2
Atmosfera: dioksid karboni (96%), azot (3.4%)
Satelitët: jo
Venusi është planeti i dytë nga Dielli dhe më afër Tokës. Megjithatë, para fillimit të fluturimeve në hapësirë, shumë pak dihej për Venusin: e gjithë sipërfaqja e planetit ishte e mbuluar me re të trasha, të cilat nuk e lejonin atë të studiohej. Këto re përbëhen nga acid sulfurik, i cili reflekton shumë dritën. Prandaj, është e pamundur të shihet sipërfaqja e Venusit në dritën e dukshme. Atmosfera e Venusit është 100 herë më e dendur se ajo e Tokës dhe përbëhet nga dioksidi i karbonit. Afërdita ndriçohet nga Dielli jo më shumë se sa Toka ndriçohet nga Hëna në një natë pa re. Megjithatë, Dielli e ngroh atmosferën e planetit aq shumë sa është gjithmonë shumë e nxehtë - temperatura rritet në 500 gradë. Arsyeja për një ngrohje kaq të fortë është efekti serë, i cili krijon një atmosferë të dioksidit të karbonit.
Atmosfera në Venus u zbulua nga shkencëtari i madh rus M.V. Lomonosov më 6 qershor 1761, kur kalimi i Venusit nëpër diskun e Diellit mund të vëzhgohej përmes një teleskopi. Ky fenomen kozmik ishte llogaritur paraprakisht dhe u prit me padurim nga astronomët në mbarë botën. Por vetëm Lomonosov tërhoqi vëmendjen për faktin se kur Venusi ra në kontakt me diskun e Diellit, një "rrezëllim i hollë si flokë" u ngrit rreth planetit. Lomonosov dha shpjegimin e saktë shkencor për këtë fenomen: ai e konsideroi atë rezultat të thyerjes së rrezeve diellore në atmosferën e Venusit. "Planeti Venus," shkroi ai, "është i rrethuar nga një atmosferë fisnike ajri, e tillë (nëse jo më shumë) se ajo që rrethon globin tonë."
Presioni arrin 92 atmosfera tokësore. Kjo do të thotë se për çdo centimetër katror shtypet një kolonë gazi me peshë 92 kilogramë. Diametri i Venusit është vetëm 600 kilometra më i vogël se ai i Tokës, dhe graviteti është pothuajse i njëjtë me planetin tonë. Një kilogram peshë në Venus do të peshojë 850 gram. Kështu, Venusi është shumë i ngjashëm me Tokën për nga madhësia, graviteti dhe përbërja, kjo është arsyeja pse quhet një planet "si Toka", ose "planet motër".
Krahasimi i madhësisë
Nga e majta në të djathtë: Mërkuri, Venusi, Toka, Marsi
Venusi rrotullohet rreth boshtit të saj në drejtim të kundërt me drejtimin e planetëve të tjerë në sistemin diellor - nga lindja në perëndim. Vetëm një planet tjetër në sistemin tonë sillet në këtë mënyrë - Urani.
Një rrotullim rreth boshtit të tij zgjat 243 ditë tokësore. Por viti Venusian është vetëm 224.7 ditë Tokë. Rezulton se një ditë në Venus zgjat më shumë se një vit! Në Venus ka një ndryshim të ditës dhe natës, por nuk ka ndryshim të stinëve.
Në ditët e sotme, sipërfaqja e Venusit eksplorohet si me ndihmën e anijeve kozmike ashtu edhe me ndihmën e emetimit të radios. Kështu, u zbulua se pjesa më e madhe e sipërfaqes së Venusit është e zënë nga fusha kodrinore. Toka dhe qielli mbi të janë portokalli. Sipërfaqja e planetit është e mbushur me shumë kratere të shkaktuara nga ndikimet e meteoritëve gjigantë. Diametri i këtyre kraterave arrin 270 km! Mësuam gjithashtu se në Venus ka dhjetëra mijëra vullkane. Studimet e fundit kanë treguar se disa prej tyre janë të vlefshme.
Imazhi i sipërfaqes së Venusit bazuar në të dhënat e radarit:
mali vullkanik Maat 8 km i lartë
Venusi nuk ka satelitë natyrorë.
Venusi është objekti i tretë më i ndritshëm në qiellin tonë. Venusi quhet Ylli i Mëngjesit, dhe gjithashtu Ylli i Mbrëmjes, sepse nga Toka duket më e ndritshme pak para lindjes së diellit dhe perëndimit të diellit (në kohët e lashta besohej se Venusi në mëngjes dhe në mbrëmje ishin yje të ndryshëm).
Venusi në qiellin e mëngjesit dhe të mbrëmjes
shkëlqen më shumë se yjet më të shndritshëm
Venusi është i vetmi planet në sistemin diellor që mori emrin e tij për nder të një hyjnie femërore - pjesa tjetër e planetëve janë emëruar sipas perëndive mashkullore.
Venusi është planeti i dytë nga Dielli në sistemin diellor, i quajtur pas perëndeshës romake të dashurisë. Ky është një nga objektet më të ndritshme në sferën qiellore, "ylli i mëngjesit", që shfaqet në qiell në agim dhe perëndim të diellit. Afërdita është e ngjashme me Tokën në shumë mënyra, por nuk është aspak aq miqësore sa duket nga larg. Kushtet në të janë krejtësisht të papërshtatshme për shfaqjen e jetës. Sipërfaqja e planetit është e fshehur nga ne nga një atmosferë e dioksidit të karbonit dhe reve të acidit sulfurik, duke krijuar një efekt të fortë serë. Paqartësia e reve nuk lejon që Venusi të studiohet në detaje, kjo është arsyeja pse ajo mbetet ende një nga planetët më misterioz për ne.
Përshkrimi i shkurtër
Venusi rrotullohet rreth Diellit në një distancë prej 108 milion km, dhe kjo vlerë është pothuajse konstante, pasi orbita e planetit është pothuajse krejtësisht rrethore. Në të njëjtën kohë, distanca në Tokë ndryshon ndjeshëm - nga 38 në 261 milion km. Rrezja e Venusit është mesatarisht 6052 km, dendësia është 5.24 g/cm³ (më e dendur se ajo e Tokës). Masa është e barabartë me 82% të masës së Tokës - 5·10 24 kg. Përshpejtimi i rënies së lirë është gjithashtu i afërt me atë të Tokës - 8,87 m/s². Afërdita nuk ka satelitë, por deri në shekullin e 18-të, u bënë përpjekje të përsëritura për t'i gjetur ato, por nuk ishin të suksesshme.
Planeti përfundon një rreth të plotë në orbitën e tij në 225 ditë, dhe ditët në Venus janë më të gjatat në të gjithë sistemin diellor: ato zgjasin deri në 243 ditë, më shumë se viti Venusian. Venusi lëviz në orbitë me një shpejtësi prej 35 km/s. Pjerrësia e orbitës në planin ekliptik është mjaft domethënëse - 3.4 gradë. Boshti i rrotullimit është pothuajse pingul me rrafshin orbital, për shkak të të cilit hemisferat veriore dhe jugore ndriçohen nga Dielli pothuajse në mënyrë të barabartë, dhe nuk ka ndryshim të stinëve në planet. Një veçori tjetër e Venusit është se drejtimet e rrotullimit dhe qarkullimit të saj nuk përkojnë, ndryshe nga planetët e tjerë. Supozohet se kjo është për shkak të një përplasjeje të fuqishme me një trup të madh qiellor, i cili ndryshoi orientimin e boshtit të rrotullimit.
Venusi klasifikohet si një planet tokësor dhe quhet edhe motra e Tokës për shkak të ngjashmërisë së saj në madhësi, masë dhe përbërje. Por kushtet në Venus vështirë se mund të quhen të ngjashme me ato në Tokë. Atmosfera e tij, e përbërë kryesisht nga dioksidi i karbonit, është më i denduri nga çdo planet i llojit të tij. Presioni atmosferik është 92 herë më i madh se ai i Tokës. Sipërfaqja është e mbështjellë me re të trasha të acidit sulfurik. Ato janë të errëta ndaj rrezatimit të dukshëm, madje edhe nga satelitët artificialë, të cilët për një kohë të gjatë e vështirësuan shikimin e asaj që ishte poshtë tyre. Vetëm metodat e radarit bënë të mundur për herë të parë studimin e topografisë së planetit, pasi retë Venusiane doli të ishin transparente ndaj valëve të radios. U zbulua se ka shumë gjurmë të aktivitetit vullkanik në sipërfaqen e Venusit, por nuk u gjetën vullkane aktive. Ka shumë pak kratere, gjë që tregon "rininë" e planetit: mosha e tij është rreth 500 milion vjet.
Arsimi
Venusi, në kushtet dhe karakteristikat e saj të lëvizjes, është shumë i ndryshëm nga planetët e tjerë në sistemin diellor. Dhe është ende e pamundur t'i përgjigjemi pyetjes se cila është arsyeja e një unike të tillë. Para së gjithash, a është ky rezultat i evolucionit natyror apo proceseve gjeokimike të shkaktuara nga afërsia me Diellin.
Sipas një hipoteze të vetme të origjinës së planetëve në sistemin tonë, ata të gjithë u ngritën nga një mjegullnajë gjigante protoplanetare. Falë kësaj, përbërja e të gjitha atmosferave ishte e njëjtë për një kohë të gjatë. Pas ca kohësh, vetëm planetët gjigantë të ftohtë ishin në gjendje të ruanin elementët më të zakonshëm - hidrogjenin dhe heliumin. Nga planetët më afër Diellit, këto substanca në fakt u "rrënuan" në hapësirën e jashtme, dhe ato përfshinin elementë më të rëndë - metale, okside dhe sulfide. Atmosferat planetare u formuan kryesisht nga aktiviteti vullkanik, dhe përbërja e tyre fillestare varej nga përbërja e gazeve vullkanike në thellësi.
Atmosfera
Venusi ka një atmosferë shumë të fuqishme që fsheh sipërfaqen e saj nga vëzhgimi i drejtpërdrejtë. Pjesa më e madhe e tij përbëhet nga dioksidi i karbonit (96%), 3% është azot, dhe substanca të tjera - argoni, avujt e ujit dhe të tjerët - edhe më pak. Për më tepër, retë e acidit sulfurik janë të pranishme në vëllime të mëdha në atmosferë, dhe janë ato që e bëjnë atë të errët ndaj dritës së dukshme, por rrezatimi infra të kuqe, mikrovalë dhe radio kalojnë nëpër to. Atmosfera e Venusit është 90 herë më masive se ajo e Tokës, dhe gjithashtu shumë më e nxehtë - temperatura e saj është 740 K. Arsyeja për këtë ngrohje (më shumë se në sipërfaqen e Mërkurit, e cila është më afër Diellit) qëndron në efektin serë. që lind nga dendësia e lartë e dioksidit të karbonit - përbërësi kryesor i atmosferës. Lartësia e atmosferës së Venusit është rreth 250-350 km.
Atmosfera e Venusit qarkullon vazhdimisht dhe rrotullohet shumë shpejt. Periudha e rrotullimit të saj është shumë herë më e shkurtër se ajo e vetë planetit - vetëm 4 ditë. Shpejtësia e erës është gjithashtu e madhe - rreth 100 m/s në shtresat e sipërme, që është shumë më e lartë se në Tokë. Megjithatë, në lartësi të ulëta lëvizja e erës dobësohet ndjeshëm dhe arrin vetëm rreth 1 m/s. Në polet e planetit formohen anticiklone të fuqishme - vorbulla polare që kanë një formë S.
Ashtu si atmosfera e Tokës, atmosfera e Venusit përbëhet nga disa shtresa. Shtresa e poshtme - troposfera - është më e dendura (99% e masës totale të atmosferës) dhe shtrihet në një lartësi mesatare prej 65 km. Për shkak të temperaturës së lartë të sipërfaqes, pjesa e poshtme e kësaj shtrese është më e nxehta në atmosferë. Shpejtësia e erës këtu është gjithashtu e ulët, por me rritjen e lartësisë rritet dhe temperatura dhe presioni ulen dhe në lartësinë rreth 50 km tashmë po i afrohen vlerave tokësore. Është në troposferë që vërehet qarkullimi më i madh i reve dhe erërave, dhe vërehen fenomene të motit - vorbulla, uragane që nxitojnë me shpejtësi të madhe, madje edhe vetëtima, të cilat godasin këtu dy herë më shpesh se në Tokë.
Midis troposferës dhe shtresës tjetër - mezosferës - ekziston një kufi i hollë - tropopauza. Këtu, kushtet janë më të ngjashme me ato në sipërfaqen e tokës: temperaturat variojnë nga 20 në 37 °C dhe presioni është afërsisht i njëjtë me atë në nivelin e detit.
Mesosfera zë lartësi nga 65 deri në 120 km. Pjesa e poshtme e saj ka një temperaturë pothuajse konstante prej 230 K. Në lartësinë rreth 73 km, fillon shtresa e reve dhe këtu temperatura e mezosferës zvogëlohet gradualisht me lartësinë në 165 K. Në lartësinë afërsisht 95 km, mesopauza fillon, dhe këtu atmosfera përsëri fillon të nxehet në vlerat e rendit 300-400 K. Temperatura është e njëjtë për termosferën e shtrirë sipër, duke u shtrirë deri në kufijtë e sipërm të atmosferës. Vlen të përmendet se, në varësi të ndriçimit të sipërfaqes së planetit nga Dielli, temperaturat e shtresave në anët e ditës dhe natës ndryshojnë ndjeshëm: për shembull, vlerat e ditës për termosferën janë rreth 300 K, dhe vlerat e natës. janë vetëm rreth 100 K. Përveç kësaj, Venusi ka gjithashtu një jonosferë të zgjeruar në lartësitë 100 – 300 km.
Në një lartësi prej 100 km në atmosferën e Venusit ka një shtresë ozoni. Mekanizmi i formimit të tij është i ngjashëm me atë në Tokë.
Afërdita nuk ka fushën e saj magnetike, por ekziston një magnetosferë e induktuar e formuar nga rrymat e grimcave të erës diellore të jonizuara, duke sjellë me vete fushën magnetike të yllit, të ngrirë në lëndën koronare. Linjat e forcës së fushës magnetike të induktuar duket se rrjedhin rreth planetit. Por për shkak të mungesës së fushës së vet, era diellore depërton lirshëm në atmosferën e saj, duke provokuar daljen e saj përmes bishtit magnetosferik.
Atmosfera e dendur dhe e errët praktikisht nuk lejon që rrezet e diellit të arrijnë në sipërfaqen e Venusit, kështu që ndriçimi i saj është shumë i ulët.
Struktura
Fotografi nga një anije kozmike ndërplanetare
Informacioni rreth topografisë dhe strukturës së brendshme të Venusit u bë i disponueshëm relativisht kohët e fundit falë zhvillimit të radarit. Imazhet radiofonike të planetit bënë të mundur krijimin e një harte të sipërfaqes së tij. Dihet se më shumë se 80% e sipërfaqes është e mbushur me lavë bazaltike, dhe kjo sugjeron që relievi modern i Venusit u formua kryesisht nga shpërthimet vullkanike. Në të vërtetë, ka shumë vullkane në sipërfaqen e planetit, veçanërisht të vegjël, me një diametër prej rreth 20 kilometrash dhe një lartësi prej 1.5 km. Për momentin është e pamundur të thuhet nëse ndonjëri prej tyre është aktiv. Ka shumë më pak kratere në Venus sesa në planetët e tjerë tokësorë, pasi atmosfera e dendur pengon shumicën e trupave qiellorë të depërtojnë nëpër të. Përveç kësaj, anije kozmike zbuluan kodra deri në 11 km të larta në sipërfaqen e Venusit, duke zënë rreth 10% të sipërfaqes totale.
Një model i unifikuar i strukturës së brendshme të Venusit nuk është zhvilluar deri më sot. Sipas më të mundshmeve, planeti përbëhet nga një kore e hollë (rreth 15 km), një mantel më shumë se 3000 km i trashë dhe një bërthamë masive hekur-nikel në qendër. Mungesa e një fushe magnetike në Venus mund të shpjegohet me mungesën e grimcave të ngarkuara në lëvizje në bërthamë. Kjo do të thotë se bërthama e planetit është e fortë sepse nuk ka lëvizje të materies brenda tij.
Vëzhgimi
Meqenëse Venusi është më i afërti nga të gjithë planetët me Tokën dhe për këtë arsye është më i dukshëm në qiell, vëzhgimi i saj nuk do të jetë i vështirë. Është e dukshme me sy të lirë edhe gjatë ditës, por gjatë natës ose në muzg, Venusi shfaqet si "ylli" më i ndritshëm në sferën qiellore me një magnitudë prej -4.4 m. Falë një shkëlqimi kaq mbresëlënës, planeti mund të vëzhgohet përmes një teleskopi edhe gjatë ditës.
Ashtu si Mërkuri, Venusi nuk lëviz shumë larg Diellit. Këndi maksimal i devijimit të tij është 47 °. Është më e përshtatshme për ta vëzhguar atë pak para lindjes së diellit ose menjëherë pas perëndimit të diellit, kur Dielli është ende nën horizont dhe nuk ndërhyn në vëzhgimin me dritën e tij të ndritshme, dhe qielli nuk është ende mjaft i errët që planeti të shkëlqejë shumë. Meqenëse detajet në diskun e Venusit janë delikate në vëzhgime, është e nevojshme të përdoret një teleskop me cilësi të lartë. Dhe madje në të, ka shumë të ngjarë, ka vetëm një rreth gri pa asnjë detaj. Megjithatë, në kushte të mira dhe pajisje me cilësi të lartë, ndonjëherë është ende e mundur të shihen forma të errëta, të çuditshme dhe pika të bardha të formuara nga retë atmosferike. Dylbitë janë të dobishme vetëm për të kërkuar Venusin në qiell dhe vëzhgimet e saj më të thjeshta.
Atmosfera në Venus u zbulua nga M.V. Lomonosov gjatë kalimit të tij nëpër diskun diellor në 1761.
Afërdita, si Hëna dhe Mërkuri, ka faza. Kjo shpjegohet me faktin se orbita e tij është më afër Diellit sesa Toka, dhe për këtë arsye, kur planeti është midis Tokës dhe Diellit, vetëm një pjesë e diskut të tij është e dukshme.
Zona e tropopauzës në atmosferën e Venusit, për shkak të kushteve të ngjashme me ato në Tokë, po konsiderohet për vendosjen e stacioneve kërkimore atje dhe madje edhe për kolonizim.
Venusi nuk ka satelitë, por për një kohë të gjatë ekzistonte një hipotezë sipas së cilës më parë ishte Mërkuri, por për shkak të disa ndikimeve të jashtme katastrofike ajo la fushën e saj gravitacionale dhe u bë një planet i pavarur. Përveç kësaj, Venusi ka një kuazi-satelit - një asteroid, orbita e të cilit rreth Diellit është e tillë që nuk i shpëton ndikimit të planetit për një kohë të gjatë.
Për shkak të shumë ngjashmërive me planetin tonë, jeta në Venus u konsiderua e mundur për një kohë të gjatë. Por meqenëse u bë e njohur për përbërjen e atmosferës së saj, efektin serë dhe kushtet e tjera klimatike, është e qartë se një jetë e tillë tokësore në këtë planet është e pamundur.
Venusi është një nga kandidatët për teraformim - ndryshimin e klimës, temperaturës dhe kushteve të tjera në planet në mënyrë që ta bëjë atë të përshtatshëm për jetën në organizmat e Tokës. Para së gjithash, kjo do të kërkojë dërgimin e një sasie të mjaftueshme uji në Venus për të filluar procesin e fotosintezës. Është gjithashtu e nevojshme që temperatura në sipërfaqe të ulet ndjeshëm. Për ta bërë këtë, është e nevojshme të mohohet efekti serë duke shndërruar dioksidin e karbonit në oksigjen, gjë që mund të bëhet nga cianobakteret, të cilat do të duhej të shpërndaheshin në atmosferë.
Në qendër të sistemit diellor është ylli ynë i ditës, Dielli. Ka 9 planetë të mëdhenj që rrotullohen rreth tij së bashku me satelitët e tyre:
- Mërkuri
- Venusi
- Toka
- Jupiteri
- Saturni
- Neptuni
- Plutoni
Mosha e Sistemit Diellor u përcaktua nga shkencëtarët në bazë të analizave laboratorike të izotopeve të shkëmbinjve tokësorë, si dhe meteorëve dhe mostrave të tokës hënore të dorëzuara në Tokë me anije kozmike. Doli se më të vjetrit prej tyre janë rreth 4.5 miliardë vjeç. Prandaj, besohet se të gjithë planetët u formuan afërsisht në të njëjtën kohë - 4.5 - 5 miliardë vjet më parë.
Venusi, planeti i dytë më i afërt me Diellin, ka pothuajse të njëjtën madhësi me Tokën dhe masa e tij është më shumë se 80% e masës së Tokës. E vendosur më afër Diellit sesa planeti ynë, Venusi merr më shumë se dy herë më shumë dritë dhe nxehtësi prej tij sesa Toka. Megjithatë, nga ana e hijes Venusi Ngrica mbizotëruese është më shumë se 20 gradë nën zero, pasi rrezet e diellit nuk arrijnë këtu për një kohë shumë të gjatë. Ajo ka atmosferë shumë e dendur, e thellë dhe shumë e vrenjtur, duke na penguar të shohim sipërfaqen e planetit. Atmosfera është një guaskë e gaztë, në Venusi, i zbuluar nga M.V Lomonosov në 1761, i cili gjithashtu tregoi ngjashmërinë e Venusit me Tokën.
Distanca mesatare nga Venusi në Diell është 108.2 milion km; është praktikisht konstante, pasi orbita e Venusit është më afër një rrethi se sa ajo e çdo planeti tjetër. Ndonjëherë, Venusi i afrohet Tokës në një distancë prej më pak se 40 milion km.
Grekët e lashtë i dhanë këtij planeti emrin e perëndeshës së tyre më të mirë Afërditës, por romakët më pas e ndryshuan atë në mënyrën e tyre dhe e quajtën planetin Venus, i cili, në përgjithësi, është e njëjta gjë. Megjithatë, kjo nuk ndodhi menjëherë. Në një kohë besohej se kishte dy planetë në qiell në të njëjtën kohë. Ose më saktë, në atë kohë kishte ende yje, një - verbues i ndritshëm, ishte i dukshëm në mëngjes, një tjetër, i njëjtë - në mbrëmje. Madje u quajtën ndryshe, derisa astronomët kaldeanë, pas vëzhgimeve të gjata dhe reflektimeve edhe më të gjata, arritën në përfundimin se ylli ishte ende një, gjë që u vlerëson si specialistë të mëdhenj.
Drita e Venusit është aq e ndritshme sa nëse nuk ka as Diell e as Hënë në qiell, ajo bën që objektet të bëjnë hije. Megjithatë, kur shihet përmes teleskopit, Afërdita është zhgënjyese dhe nuk është për t'u habitur që deri në vitet e fundit ajo konsiderohej "planeti i sekreteve".
Në vitin 1930 janë shfaqur disa informacione për Venusin. U zbulua se atmosfera e tij përbëhet kryesisht nga dioksidi i karbonit, i cili mund të veprojë si një lloj batanije, duke bllokuar nxehtësinë e diellit. Dy fotografi të planetit ishin të njohura. Njëri e paraqiste sipërfaqen e Venusit si pothuajse tërësisht të mbuluar me ujë, në të cilin mund të zhvillohen forma primitive të jetës - siç ishte rasti në Tokë miliarda vjet më parë. Një tjetër e imagjinoi Venusin si një shkretëtirë të nxehtë, të thatë dhe me pluhur.
Epoka e sondave automatike hapësinore filloi në vitin 1962, kur sonda amerikane Mariner 2 kaloi pranë Venusit dhe transmetoi informacione që konfirmonin se sipërfaqja e saj ishte shumë e nxehtë. U zbulua gjithashtu se periudha e rrotullimit të Venusit rreth boshtit të saj është e gjatë, rreth 243 ditë tokësore, më e gjatë se periudha e rrotullimit rreth Diellit (224.7 ditë), prandaj, në Venus, "ditët" janë më të gjata se një vit dhe kalendari është krejtësisht i pazakontë.
Tani dihet se Venusi rrotullohet në drejtim të kundërt - nga lindja në perëndim, dhe jo nga perëndimi në lindje, si Toka dhe shumica e planetëve të tjerë. Për një vëzhgues në sipërfaqen e Venusit, Dielli lind në perëndim dhe perëndon në lindje, megjithëse në realitet atmosfera me re errëson plotësisht qiellin.
Pas Mariner 2, disa automjete automatike sovjetike, të ulura me parashutë përmes atmosferës së dendur, bënë një ulje të butë në sipërfaqen e Venusit. Në të njëjtën kohë, u regjistrua një temperaturë maksimale prej rreth 5300 C dhe presioni në sipërfaqe ishte pothuajse 100 herë më i madh se presioni atmosferik në nivelin e detit në Tokë.
Mariner 10 iu afrua Venusit në shkurt 1974 dhe transmetoi imazhet e para të shtresës së sipërme të reve. Kjo pajisje kaloi pranë Venusit vetëm një herë - objektivi kryesor i saj ishte planeti më i brendshëm - Mërkuri. Megjithatë, imazhet ishin të cilësisë së lartë dhe tregonin strukturën me vija të reve. Ata gjithashtu konfirmuan se periudha e rrotullimit të shtresës së sipërme të reve është vetëm 4 ditë, kështu që struktura e atmosferës së Venusit nuk është e ngjashme me atë të Tokës.
Ndërkohë, studimet e radarëve amerikanë kanë treguar se në sipërfaqen e Venusit ka kratere të mëdhenj, por të vegjël. Origjina e kratereve është e panjohur, por meqenëse një atmosferë kaq e dendur do t'i nënshtrohej erozionit të rëndë, ato nuk kanë gjasa të jenë shumë të vjetra sipas standardeve "gjeologjike". Shkaku i kratereve mund të jetë vullkanizmi, kështu që hipoteza se proceset vullkanike po ndodhin në Venus nuk mund të përjashtohet ende. Në Venus janë gjetur edhe disa zona malore. Rajoni më i madh malor - Ishtar - është dy herë më i madh se Tibeti. Në qendër të tij një kon gjigant vullkanik ngrihet në një lartësi prej 11 km. U zbulua se retë përmbajnë sasi të mëdha të acidit sulfurik (ndoshta edhe acid fluorosulfurik).
Hapi tjetër i rëndësishëm u ndërmor në tetor 1975, kur dy anije kozmike sovjetike - "Venera - 9" dhe "Venera - 10" - bënë një ulje të kontrolluar në sipërfaqen e planetit dhe transmetuan imazhe në Tokë. Imazhet u ritransmetuan nga ndarjet orbitale të stacioneve, të cilat mbetën në orbitën afër planetit në një lartësi prej rreth 1500 km. Ky ishte një triumf për shkencëtarët sovjetikë, edhe përkundër faktit se si Venera 9 ashtu edhe Venera 10 transmetuan jo më shumë se një orë, derisa pushuan së funksionuari një herë e përgjithmonë për shkak të temperaturave dhe presionit shumë të lartë.
Doli se sipërfaqja e Venusit ishte e shpërndarë me fragmente të lëmuara shkëmbore, të ngjashme në përbërje me bazaltët tokësorë, shumë prej të cilëve ishin rreth 1 m në diametër.
Sipërfaqja ishte e ndriçuar mirë: sipas përshkrimit të shkencëtarëve sovjetikë, kishte po aq dritë sa ka në Moskë në një pasdite vere me re, kështu që nuk kërkoheshin as dritat e prozhektorëve nga pajisjet. Doli gjithashtu se atmosfera nuk kishte veti refraktive tepër të larta, siç pritej, dhe të gjitha detajet e peizazhit ishin të qarta. Temperatura në sipërfaqen e Venusit ishte 4850 gradë Celsius, dhe presioni ishte 90 herë më i lartë se presioni në sipërfaqen e Tokës. Gjithashtu u zbulua se shtresa e reve përfundon në një lartësi prej rreth 30 km. Më poshtë është një zonë me mjegull të nxehtë dhe të ashpër. Në lartësitë 50 - 70 km ka shtresa të fuqishme resh dhe fryjnë erëra stuhie. Atmosfera në sipërfaqen e Venusit është shumë e dendur (vetëm 10 herë më pak se dendësia e ujit).
Venusi nuk është bota mikpritëse siç supozohej të ishte dikur. Me atmosferën e tij të dioksidit të karbonit, retë e acidit sulfurik dhe nxehtësinë e tmerrshme, ai është plotësisht i papërshtatshëm për njerëzit. Nën peshën e këtij informacioni, disa shpresa u shembën: në fund të fundit, më pak se 20 vjet më parë, shumë shkencëtarë e konsideruan Venusin një objekt më premtues për eksplorimin e hapësirës sesa Marsi.
Venusi ka tërhequr gjithmonë pikëpamjet e shkrimtarëve - shkrimtarë të trillimeve shkencore, poetë, shkencëtarë. Është shkruar shumë për të dhe për të dhe, me siguri, do të shkruhet shumë më tepër, madje është e mundur që një ditë disa nga sekretet e saj t'u zbulohen njerëzve.
