Download
1 / 28
E N D
Niečo o Venuši Venuša je po Slnku a Mesiaci najjasnejším telesom na oblohe. Je druhá planéta v poradí od Slnka, veľkosťou takmer identická ako naša Zem. Jej priemer je 95 % priemeru našej planéty. Hoci je druhá v poradí, je najteplejšou planétou v Slnečnej sústave. Pomenovanie dostala podľa rímskej bohyne krásy a lásky. Venuša je najpomalšie rotujúcou planétou v Slnečnej sústave, a okrem toho je jedinou planétou, ktorá sa otáča okolo vlastnej osi opačným smerom. Dráha Venuše sa najviac približuje ku kružnici. Podmienky pre život na Venuši sú krajne nepriaznivé.
Základné údaje o Venuši Priemer 12104 km Hustota 5250 kg/m3 Hmotnosť (Zem = 1) 0,8149 Objem (Zem = 1) 0,8568 Perióda rotácie (okolo vl. osi opačná) 243d0h30min Úniková rýchlosť 10,4 k/s Sklon k rovine dráhy 177°2“ Teplota povrchu 750 K(470°C) Gravitácia na povrchu (Zem = 1) 0,9
Údaje obežnej dráhy Venuše Vzdialenosť od Slnka 108 mil km Veľká polos 108,2.106 km Excentricita 0,007 Sklon dráhy 3°24“ Siderická obežná doba 224,701 dňa Synodická obežná doba 583,92dňa Slnečný deň 117dní Stredná dráhová rýchlosť 35,92 km/s Mesiace 0
Zloženie planéty a jej atmosféry Vnútorná stavba planéty:Vrstva Šírka Zloženie Kôra 50km kremičitá hornina Plášť 3 000km hornina Polomer jadra 3 000km polotuhé železo a nikel Zloženie atmosféry: 96% oxid uhličitý 2% dusík 0,5% oxid uhoľnatý, argón, oxid siričitý a vodná para
Rotácia Venuše Venuša obehne okolo Slnka zhruba raz za 224,7 dňa. Jej dráha je najmenej eliptická, viac sa približuje ku kružnici. Venuša je najpomalšie rotujúcou planétou, jednu otočku vykoná približne raz za -243,16 dňa a okrem toho sa otáča okolo vlastnej osi opačným smerom ako ostatné planéty. Slnečný deň nie je najdlhší. Trvá okolo 116,8 nášho dňa. Venuša je vzdialená od Slnka 108 miliónov km. Rotačná os je takmer kolmá na rovinu obežnej dráhy s rozdielom 3°, preto sa na Venuši nestriedajú ročné obdobia.
Sklon Venuše k osi otáčania Venuša slúžila ako orientačná hviezda na mori. Venuša s sa približuje k Slnku na 40 miliónov kilometrov. Vtedy keď je k Zemi najbližšie, ju nevidieť, pretože je práve medzi Zemou a Slnkom a je osvetlená z opačnej strany. Venuša prechádza všetkými fázami od novu až po spln a späť do novu. Fázy Venuše vidieť iba ďalekohľadom. Objavil ich Galileo Galilei. Štyrikrát za 243 rokov prechádza Venuša medzi Zemou a Slnkom tak, že všetky tri telesá sú presne v jednej rovine. Vtedy vidieť Venušu prechádzať cez slnečný kotúč.
Tranzity Venuše Tak ako Mesiac, aj Venuša pri svojej ceste okolo Slnka, pri pozorovaní zo Zeme prechádza sériou fáz. Pravidelne dochádza aj k podobnému javu ako pri zatmení Slnka. Pri týchto tranzitoch, keď je planéta medzi Zemou a Slnkom vyzerá ako malá čierna bodka prechádzajúca cez slnečný disk. Tranzity sú pomerne vzácny jav. Dvojica tranzitov sa odohrá vždy osem rokov po sebe a potom je viac ako sto rokov prestávka. Tento úkaz je na pláne najbližšie v rokoch 2004 a 2012, naposledy boli v rokoch 1874 a 1882.
Kalendár prechodov Venuše cez disk Slnka RokZačiatokKoniec 1518 4. Jún 22:25 5. Jún 5:34 1526 2. Jún 16:10 2. Jún 22:19 1631 7. Dec 3:37 7. Dec 7:04 1639 4. Dec 14:51 4. Dec 22:02 1761 6. Jún 1:55 6. Jún 8:43 1769 3. Jún 19:08 4. Jún 1:42 1874 9. Dec 1:38 9. Dec 6:36 1882 6. Dec 13:48 6. Dec 20:22 2004 8. Jún 5:07 8. Jún 11:33 2012 5. Jún 22:03 6. Jún 4:56 2117 10. Dec 23:54 11. Dec 5:50 2125 8. Dec 13:10 8. Dec 19:01
Povrch Venuše Povrch Venuše je pevný.Pozemnými radarovými metódami sa zistila prítomnosť horských pásiem.(odraz signálu trvá 280 s). Pomocou umelých družíc sa vykreslil reliéf oblasti ich preletu a na základe meraní bola zostrojená radarová mapa Venuše. Asi 60% povrchu Venuše tvorí mierne zvlnená planina, ktorá bola zvolená za referenčnú rovinu. Vzhľadom na ňu sa sa určujú výšky povrchových útvarov (na Zemi je referenčnou hladinou morská voda). Horské oblasti s výškami nad 1000 m tvoria 24% povrchu, depresie 16%. Najväčšou vysokohorskou oblasťou je Ishtar Terra. Tvorí ju náhorná plošina Lakshmi Planum(veľká asi ako Austrália) vo výške okolo 3300 metrov nad referenčnou hladinou, pohorie Freya Montes s výškou okolo 5600-7000 metrov. Najvyššie pohorie na Venuši je Maxwell Montes, dosahujúci výšku 10800 metrov. Táto oblasť tvorí najnerovnejší povrch Venuše.
V rovníkovej oblasti sa nachádza druhý kontinent Aphrodiate Terra, dlhý asi 10 000 km, a dosahujúci výšku 9000 metrov na západe a 4300 metrov vo východnej časti. Západne od nej sú dve oblasti Alfa a Beta. Východne od oblasti Beta sa nachádzajú dve sopky Theia a Rheia, vo výške asi 4000 metrov. Najnižšie položené miesta tvorí údolie východne od kontinentu Aphroditae Terra, dlhé asi 2250 km, široké 280 km a hlboké okolo 2900 metrov pod referenčnou hladinou. Krátery na Venuši svedčia o intenzívnej erózii alebo o endogénnej činnosti. Krátery na Venuši sú veľmi plytké, svedčí o tom aj najväčší kráter s priemerom 160 km a hĺbkou asi 400 metrov. Prvé informácie o stavbe povrchu sprostredkovali sondy Venera 7 a 8. Neskôr ich doplnili sondy Venera 9 a 10. Sondy zistili tvrdý povrch, ktorý zodpovedal žulovým horninám. Analýzou skál gamaspektrometrami sa zistila prítomnosť rádioaktívnych prvkov uránu, tória a draslíka. Hustota pôdy desať centimetrov pod povrchom je 2700-2900 kgm3, typická pre čadičové skaly. Sondy Venera 15 a16 zmapovali okolie s rozlíšením 1,5 km.
Atmosféra Venuše Sondy typu Venera, Mariner a Pioneer-Venue, mali možnosť detailne preskúmať vlastnosti atmosféry Venuše. Teplota atmosféry Venuše v porovnaní s teplotou medziplanetárneho prostredia sa začínala prejavovať 100 km nad povrchom Venuše. Teplota zo začiatku stúpa pomalšie, od výšky 60 km smerom nadol stúpa rovnomerne o 8,6° na km. Na povrchu dosahuje teplotu 740-750 K, čo je okolo 470 °C. Atmosferický tlak vo výške 60 km dosahuje len 102 Pa, vo výške 40 km už 102Pa, pri výške 20 km približne 1Mpa a na povrchu okolo 9 Mpa. Vrstva mrakov zakrývajúca celý povrch Venuše sa nachádza vo výške 60 km je hrubá 15-20 km. Maximálny rozdiel teplôt medzi dennou a nočnou stranou pod vrstvou mrakov bol 25°C. Vo výške 40-50 km je priemerná rýchlosť vetra okolo 50-100 m/s, smerom k povrchu rýchlosť vetra klesá. Na povrchu je rýchlosť okolo 0,4-0,7 m/s. Mračná sú vrstvovité a priepustné. Na povrchu Venuše je viditeľnosť podobná ako v stredných šírkach na Zemi pri zamračenej oblohe.
Celkový tok slnečného žiarenia pri zenitovej vzdialenosti Slnka 30°C je približne 100 W/m2 (osvetlenie 14 000 1x), viditeľnosť v mračnách 1-3 km. Ionosféra Venuše je bližšie k povrchu a je tenšia ako ionosféra Zeme. Koncentrácia voľných elektrónov je o 10-násobok nižšia než na Zemi. Chemické zloženie atmosféry Venuše: 97% oxidu uhličitého, menej než 2% dusíka, do 0,1% kyslíka, hustota vodných pár na hladine zodpovedajúcej teplote 298 K (25°C) je rádu 0,01 kg/m3. Vo veľkých veľkých výškach je zloženie odlišné. Nad 300 km prevažuje už hélium a nad 1000 km vodík, ktorý vo forme koróny tvorí rozhranie medzi atmosférou a medziplanetárnym prostredím. Nažlté zafarbenie je spôsobené tým, že sa voda v oblakoch zlučuje sa stopovým oxidom siričitým, pri ktorom vznikajú kvapky kyseliny sírovej.
Skleníkový efekt Slnečné žiarenie prechádza cez atmosféru a zohrieva jej povrch. Povrch toto teplo uvoľňuje vo forme infračerveného žiarenia, z ktorého väčšina uniká späť do kozmu. Tepelné žiarenie však musí prejsť najnižšou vrstvou Zemskej atmosféry troposférou. Tu vodná para absorbuje časť infračerveného žiarenia a toto zadržané teplo pomáha ohrievať i Zem. Na Venuši sa asi v polovici infračerveného žiarenie už nepodarí uniknúť do kozmu a to preto, lebo jej atmosféra bohatá na oxid uhličitý pôsobí ako sklo v skleníku, to znamená dovolí aby sa žiarenie dostalo dnu, ale nedovolí aby teplo z neho uniklo. Tak je na povrchu teplota 465°C keby tu neboli hmly kyseliny sírovej, ktorá zadržia 80% slnečného žiarenia ešte pred jeho preniknutím k povrchu by boli na planéte teploty ešte vyššie.
Pozorovania Venuše Prvú úspešnú prieskumnú cestu do blízkosti Venuše vykonala americká sonda Mariner 2. Bolo to v roku 1962 a priblížila sa ku planéte na vzdialenosť 35 000 kilometrov. Vďaka tomuto sa zistilo magnetické pole Venuše, určila sa presná doba rotácie, deň trvá 243 pozemských dní, zistilo sa že planéta rotuje od východu na západ a namerali teplotu okolo 500°C. Projekt Pioneer Venus, zahájený v roku 1978 v Spojených štátoch pokračoval v začatom prieskume sondami Mariner. Systém tvorila orbitálna stanica a výskumná sonda. Stanica získala podrobnú radarovú mapu Venuše. Táto mapa je významným zdrojom informácií dodnes. V Sovietskom zväze sa pracovalo na inom projekte. Pripravovali kozmické sondy, ktorých úlohou bolo pristáť na povrchu a odfotografovať povrch Venuše.
V roku 1975 vyslal Sovietsky zväz sondy Venera 9 a Venera 10, ktoré poslali na Zem prvé čiernobiele fotky. V roku 1982 už Venera 13 a Venera 14 poslali na Zem prvé farebné fotky. Pioneer Venus pomocou radarového výskumu získala cenné informácie o povrchu Venuše. Vytvorila sa tak topografická mapa 90% povrchu Venuše od 73 stupňov severnej šírky, až po 63 stupňov južnej šírky. Zistilo sa, že povrch planéty je prevažne rovný. Asi 60% povrchu sa neodchyľuje o viac ako 500 metrov od stredného polomeru planéty (6037 km). Väčšinu povrchu tvoria pahorkatiny s výškou okolo 1000 metrov, 20% sú nížiny a len 10% sú vysočiny.
