Projekt „ROZWÓJ PRZEZ KOMPETENCJE” jest współfinansowany przez Unię Europejską

1. Projekt „ROZWÓJ PRZEZ KOMPETENCJE” jest współfinansowany przez Unię Europejską w ramach środków Europejskiego Funduszu Społecznego

2. DANE INFORMACYJNE • Nazwa szkoły: • Publiczne Gimnazjum Nr 1 im. Lotników Polskich • ID grupy: • 96/19_MP_G1_angelika.strzyżewska • Kompetencja: • Matematyczno-przyrodnicza • Temat projektowy: • I my jesteśmy w Kosmosie • Semestr/rok szkolny: • Semestr V rok szkolny 2011/2012

3. I my jesteśmy w Kosmosie

4. Gdyspojrzymy w niebo w bezchmurnąnoc, dostrzeżemynanimtysiąceświetlnychpunkcików. Niektóre z nich to planety, któretakjakZiemiakrążąwokółSłońcaiodbijająjegoświatło. Pozostałe to najczęściejgwiazdyoddaloneodnas o kilkatysięcybądźmilionów lat świetlnych. Możemyobserwować je gołymokiem, bezżadnychspecjalistycznychprzyrządów, abydostrzecróżnice w ichblaskuczyśledzićichdrogęnaniebie.

5. Spis treści: Pojęcia astronomiczne Planety Układu Słonecznego Ziemia Księżyc Obserwacje kosmosu na przestrzeni wieków Słynni astronomowie Obserwatorium Astronomiczne UMK w Piwnicach Kepler 9, 9b, 9c Katastrofy kosmiczne

6. 1. PojęciaAstronomiczne • 1.1 Wszechświat • 1.2 Galaktyki • 1.3 Komety • 1.3.1 Kometa Halley’a • 1.4 Gwiazdy • 1.5 Gwiazdozbiory • 1.6 Mgławice • 1.7 Orbita • 1.8 Planetoidy • 1.9 Satelita • 1.10 Teleskop

7. 1.1 Wszechświat Wszechświatto wszystko,co istnieje - materia, przestrzeń, energiaiczas. Znajdująsię w nimgwiazdy, planetyiinneobiektykosmiczne. Wszechświat jest ogromny, takwielki, żeniesposóbobjąć go umysłem. Jegowidzialnaprzeznasczęśćrozciągasięnaodległość 1.6 kwadrylionów (milionówmilionówmilionówmilionów = bilionówbilionów = milionówtrylionów) kilometrów, a co jest jeszczedalej, tegoniktniewie. PowstałowieleteoriinatematpowstaniaWszechświataorazsposobuewoluowania do obecnejpostaci. WedługprzyjętejpowszechnieteoriiWielkiegoWybuchuWszechświatnarodziłsię 15 miliardów lat temunaskutekpotężnejeksplozji. To niezwyklewydarzeniedatopocząteknietylkomaterii, ale ienergii, przestrzeni, iczasowi. Na pytanie, co byłoprzedWielkimWybuchemodpowiedź jest jedna - nic. Zdaniemnaukowców. WszechświattużpoWielkimWybuchubyłbardzomałyibardzogorący, wypełniały go tylkocząstkipromieniowania. Dopieropomniejwięcej 10 sekundachpowstałycząstkielementarne - protony, neutronyielektrony - jednakżenanarodzinyatomówwodoruihelutrzebabytoczekaćjeszczekilkasettysięcy lat, ażWszechświatbardzosięrozszerzyłioziębił.

8. 1.2 Galaktyki Galaktyki spiralne : Wyróżniamy cztery typy galaktyk, a pierwszą z omawianych są galaktyki spiralne. Jak sama nazwa wskazuje, mają one spiralny kształt, który tworzą 2 lub 3 ramiona wokół gęstego jądra. Galaktyki te zawierają gwiazdy I i II populacji. Dzieli się je ze względu na stosunek wielkości ramion do jądra na: a - jasne jądro i słabo rozwinięte ramiona, b - mniejsze jądro, a ramiona dobrze rozwinięte, c - słabe jądro, wyróżniające się ramiona, d - osobliwa. Galaktyki spiralne stanowią około 60 % wszystkich galaktyk. Przykładem takiej galaktyki jest Mgławica Andromedy, która jest zarazem najbliższą galaktyką przypominająca rozmiarami i kształtem Drogę Mleczną. Drugi podział to podział ze względu na kształt: galaktyki spiralne zwykłe i galaktyki spiralne z poprzeczką. Są to wydłużone struktury przechodzące przez jądro galaktyki, a różnica między nimi a zwykłymi galaktykami spiralnymi polega na tym, że ich ramiona są połączone jasną poprzeczką w jej centrum.

9. Galaktyki spiralne

10. DrogaMleczna Droga Mleczna jest galaktyką spiralną, liczącą około 500 miliardów gwiazd. Powstała z olbrzymiej chmury gazowo-pyłowej ok. 10 miliardów lat temu. W jej wnętrzu znajduje się gęste sferyczne jądro, złożone też z gwiazd które może też zawierają czarną dziurę. Wokół jądra rozciąga się dysk ukształtowany w ramiona spiralne, zawierający młode gorące gwiazdy. Jądro i dysk otacza rzadkie halo z bardzo starych gwiazd.. nasza galaktyka ma jądro o średnicy około 10 000 lat świetlnych, dysk o średnicy ok. 100 000 lat świetlnych, oraz halo o średnicy ok. 50 000 lat świetlnych. Układ Słoneczny z chmurą Opika-Oorta o średnicy zaledwie 3 lat świetlnych wydaje się niewielki. Słońce krąży wokół centrum galaktyki z prędkością ok. 220 km/s. Jedno okrążenie trwa ok. 250 milionów lat; dotychczas zatem Słońce dokonało około 15, 20 obiegów.

11. DrogaMleczna

12. DrogaMleczna widziana z Ziemi

13. Galaktyki Eliptyczne: Kolejny typ galaktyk to galaktyki eliptyczne, które nie mają ramion. Mają one spłaszczony owalny kształt i składają się z setki milionów gwiazd. Oznaczone zostały przez Edwina Hubble'a jako E, a podaje się je ze stopniem spłaszczenia w skali 0 - 7. Galaktyki eliptyczne zawierają bardzo mało pyłu międzygwiezdnego, dlatego też nie widać ich zbyt wiele podczas obserwacji. Ze względu na kształt wyróżniamy także galaktyki eliptyczne z poprzeczką. Wyglądają one jak elipsoidy obracające się wokół własnej osi, a składają się w większości ze starszych gwiazd. Typowe galaktyki eliptyczne są małe, a wiele z nich to galaktyki karłowate. Występują one głównie w centrum gromad galaktyk, np. w centrum Gromady w warkoczu Bereniki.

14. Galaktyka Eliptyczna

15. Galaktykisoczewkowate : Wyróżniamyrównieżgalaktykisoczewkowate, będącepośrednimipomiędzygalaktykamieliptycznymiispiralnymi. Są one mocnospłaszczoneinie ma w nichmłodychgwiazdanipyłu. Nieposiadajątakżeramion, a jądro jest podobne do silniespłaszczonejgalaktykieliptycznej, wokółktóregoznajdujesiędysk.

16. Galaktykinieregularne :Galaktyki o nieregularnej budowie morfologicznej to galaktyki nieregularne. Są one zbiorowiskami gwiazd i pyłu międzygwiezdnego. Są one bardzo małe, zwykle rozciągnięte lub zgniecione przez grawitacyjne oddziaływanie z innymi obiektami. Przykładami galaktyk nieregularnych jest Wielki Obłok Magellana oraz Galaktyka M 82.

17. GalaktykiPodwójne : Podobnie jak w przypadku gwiazd, które tworzą wspólne układy podwójne, potrójne itp., także galaktyki mogą się łączyć w ten sposób. Galaktyki podwójne krążą wokół wspólnego środka masy. Galaktyki składające się na ten obiekt są zwykle galaktykami tego samego typu - albo obie są spiralne, albo eliptyczne. Na zdjęciu obok widać przykład galaktyk spiralnych podwójnych.

18. 1.3 Komety KOMETY: to drobne ciała niebieskie o masach 1011–1017 kg, w Układzie Słonecznym obiegające Słońce po orbitach eliptycznych lub bardzo zbliżonych do paraboli Komety składają się z jądra (jedna lub kilka brył), o rozmiarach od kilku do kilkudziesięciu km, oraz gazowo-pyłowej otoczki, która rozbudowuje się zwykle w zawierającą jądro głowę komety i rozległy warkocz, gdy kometa jest bliżej Słońca. Komety są nietrwałymi obiektami; wskutek utraty materii lub nagłego rozpadu zmniejszają swe masy; niektóre po rozpadzie dają początek rojom meteoroidów. Pochodzenie komety nie zostało jeszcze ostatecznie wyjaśnione. Najbardziej znana jest kometa Halleya.

19. 1.3.1 Kometa Halleya Kometa Halleya (nazwa oficjalna 1P/Halley, łac. CometaHalleiensis) – najbardziej znana kometa krótkookresowa. Nazwa pochodzi od nazwiska astronoma Edmunda Halleya, który na początku XVIII wieku badał zapiski o pojawianiu się komet z lat 1456 - 1682 i w 1705 roku przewidział ponowne pojawienie się tej komety w 1758 roku. Halley odnalazł łącznie 24 komety okresowe. W pobliżu Słońca kometa Halleya traci podczas każdego przelotu około 250 mln ton swojej materii, na podstawie czego szacuje się, że będzie istnieć przez kolejne 170 000 lat.

20. KOMETA HALLEYA to kometa okresowa, o okresie 76 lat, znana w starożytności i obserwowana wielokrotnie; ostatnie przejście w pobliżu Słońca 1986; z rozpadu komety Halleya pochodzą przypuszczalnie Akwarydy i Orionidy (meteoroidy); III 1986 próbniki kosmiczneWega 1, Wega 2 i Giotto przeleciały w niewielkiej odległości od komety, wykonując fotografie jej głowy i jądra oraz badania właściwości fizykochem. jej materii; jak się okazało jądro komety Halleya jest wydłużoną bryłą o rozmiarach ok. 14 km na 7,5 km i średniej gęstości 0,1 g/m3; nazwa pochodzi od nazwiska E. Halleya, który stwierdził jej okresowość.

21. Zdjęcie komety Halleya wykonane 8 marca 1986 rok

22. Budowa Jądro komety Halleya jest bryłą o wymiarach 16×8×8 km. Powierzchnię komety pokrywają wzgórza, doliny i kratery. Dużo danych o budowie komety dostarczyła w 1986 r. sonda Giotto, która zbliżyła się na odległość kilkuset kilometrów dostarczając licznych fotografii[1]. Jądro komety jest zbudowane ze skał, lodu oraz nieznanego materiału organicznego, odpornego na wysokie temperatury. Na powierzchni komety znajduje się gruba, ciemna skorupa o nieznanym składzie chemicznym.

23. Budowa komety Halleya

24. Ruch wokół Słońca Najstarsze udokumentowane zapisy komety Halleya pochodzą z Chin z 613 roku p.n.e.. Kometa Halleya krąży po wydłużonej eliptycznej orbicie wokół Słońca. Okres obiegu wynosi średnio 76 lat. Ruch komety podlega perturbacjom ze strony planet Układu Słonecznego (głównie Jowisza i Saturna), co sprawia że okres obiegu ulega czasem zmianom. Gdy kometa zbliża się do planety, siła grawitacyjna nadaje jej przyspieszenie, natomiast gdy się oddala, spowalnia. Najkrótszy ze zmierzonych okresów obiegu komety Halleya wyniósł 74,5 lat; po zaobserwowaniu w listopadzie 1835 r. powróciła już w kwietniu 1910 roku. Najdłuższy czas obiegu komety został wyznaczony na podstawie obserwacji wykonanych w Chinach - kometę zaobserwowano najpierw w 451 r., a następnie w 530 r., czyli 79 lat później. Ostatnie zbliżenie do Ziemi miało miejsce w roku 1986. 15 marca kometa zbliżyła się do naszej planety na odległość 150 mln km.

25. Ostatnie zbliżenie komety Halleya do Ziemi miało miejsce w 1986 r. W2024 r. kometa osiągnie najbardziej oddalony od Słońca punkt swej orbity.

26. Badania za pomocą sond kosmicznych Kometa Halleya była przedmiotem badań w tym celu wysłanych sond: Wega 1, Wega 2, Giotto, Suisei, Sakigake i ICE. Przeprowadzono wiele pomiarów składu chemicznego głowy komety, jej warkocza i jądra, które zostało sfotografowane przez sondę Giotto. Po raz pierwszy naukowcy uzyskali zdjęcia jądra z odległości kilkuset kilometrów.

27. 1.4 Gwiazda Gwiazda– kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego życia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.

28. Słońcepowstałookoło 4,5 miliarda lat temuiniczymniewyróżniałosięodinnychgwiazd. Dookołaniegopowstał system planetarny. I dopierowtedydałoonowraz z Ziemiąpoczątekżyciunanaszejplanecie. Słońce jest kulągazową o promieniuponad 700000km złożoną w dużejmierze z wodoru (92%) ihelu (7,8%). Pozostałe 0,2% to takiepierwiastkijakwęgiel, azot, tleniżelazo. Na powierzchniSłońcapanujetemperatura 5800K. Gwiazdawypromieniowuje z siebieenergięsięgającą 400 milionówgigawatów. Energiatawysyłana jest przezSłońce w postacidwóchrodzajówpromieniowania. Pierwszym z nich jest promieniowaniewidzialne-światłobiałe, natomiastdrugityppromieniowania to promieniowanieniewidzialne-podczerwone.

29. PowierzchniaSłońcapokryta jest ciemnymiplamami, którychśrednicamożesięgać 10000km/s Ilośćtychżeplamzmieniasię w ciągujedenastoletniegocyklu. PlamytewypromieniowująwięcejenergiiniżinneczęściSłońcaiwłaśniedlatego, żesąaktywneposiadająciemnąbarwę. Temperaturaplam jest średnio o 2000K niższaniżtemperaturapozostałejpowierzchniSłońca. Te aktywnestrefysączęstymmiejscemwystępowaniagwałtownychzjawiskerupcyjnych. W wynikutakicheksplozji w przestrzeńkosmicznąsąwyrzucaneogromneilościgazu z niesamowitąprędkością 1000km/s.

30. 1.5 Gwiazdozbiory Gwiazdozbiór(konstelacja) to grupagwiazdzajmującychpewienobszarnieba. Zazwyczajgwiazdytepołączono w symbolicznekształtyinadanoimnazwępochodzącą z mitologii (np. Centaur, Cefeuszitp.). Gwiazdytworzącegwiazdozbiórniesązesobązazwyczajfizyczniezwiązane, a ichbliskiepołożenienaniebie jest wywołanegeometrycznymefektemrzutowaniaichpołożeńnasferęniebieską. Historycyuważają, żepierwszymiwyodrębnionymiinazwanymigwiazdozbioramibyłyznakiZodiaku.

33. Gwiazdozbioryzodiakalne:Istnieje 12 gwiazdozbiorówzodiakalnych, leżącychwzdłużekliptyki: Baran, Byk, Bliźnięta,Rak, Lew, Panna, Waga, Skorpion, Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby.Trzynastym z gwiazdozbiorów, przezktóreprzechodziekliptyka jest Wężownik

34. GwiazdozbioryokołobiegunoweniezachodząlubnigdyniewschodządladanegomiejscanaZiemi. Na półkulipółnocnej to: WielkaNiedźwiedzica, MałaNiedźwiedzica, Żyrafa, Kasjopea, Cefeusz, Smok. Gwiazdozbioryniebazimowego: Woźnica, Byk, Orion, Bliźnięta, Pies Wielki, Pies Mały, Jednorożec, Erydan, Zając, Rufa. Gwiazdozbioryniebawiosennego: Rak, Lew, Hydra, PsyGończe, WarkoczBereniki,Panna, Wolarz, Kruk.

35. Gwiazdozbioryniebaletniego: Łabędź, Lutnia, Herkules, KoronaPółnocna, Wężownik,Wąż, Waga, Skorpion, Strzelec, Tarcza, Lis, Strzała, Orzeł. Gwiazdozbioryniebajesiennego: Koziorożec, Wodnik, Pegaz, Andromeda,Jaszczurka, Delfin, RybaPołudniowa, Ryby, Wieloryb, Baran, Perseusz, Trójkąt, Rzeźbiarz Gwiazdozbiory w Polsceniewidoczne: Centaur, Źagiel, Wilk, Węgielnica, KilOkrętu,KrzyżPołudnia, ZłotaRyba, Tukan.

36. 1.6 Mgławice Mgławice– obłokigazuipyłumiędzygwiazdowegolubbardzorozległeotoczkigwiazd (dawniejrównieżtaknazywanogalaktyki).

37. Emisyjne: MgławicaOriona jest jejprzykłademwypełniajązjonizowanyświecącywodór. Znajdujesiętuż pod pasemOriona. Ma średnicę 30 lat świetlnychiskładasięgłównie z wodoru. Refleksyjne:Tworząsięgdygwiazdyniejonizujągazu a światło jest rozpraszaneprzezpył. Przykładem jest mgławicazwanaGłowąCzarownicy, oddalonaodnas o około 1000 lat świetlnych.

38. Planetarna: Powstajegdy pod koniecżyciagwiazdawyrzuciła w przestrzeńkosmicznązewnętrznąwarstwęizamieniłasię w białegokarła. Ciemnemgławice: (np. mgławicawęża) Zimnechmurygazuipyłu. Sąsłabowidocznemożemy je zobaczyćnatlejasnychmgławic. Mgławicepowstają w ośrodkumiędzygwiazdowym z rozrzedzonejmaterii. Gwiazdy w mgławicachpowstajądziękizapadającemusięgazowipoprzezgrawitację. Zwiększa tam sięciśnienieitemperaturaażdochodzi do zapłonureakcjitermojądrowejipowstajegwiazda.

39. 1.7 Orbita Orbita– tor ciała (ciałaniebieskiegolubsztucznegosatelity) krążącegowokółinnegociałaniebieskiego. W UkładzieSłonecznymZiemia, inneplanety, planetoidy, kometyimniejszeciałaporuszająsięposwoichorbitachwokółSłońca. Takżeksiężycekrążąpoorbitachwokół planet macierzystych.

40. 1.8 Planetoidy Planetoida– ciałoniebieskie o małychrozmiarach - odkilkumetrów do czasemponad 1000 km, obiegającegwiazdęcentralną (w UkładzieSłonecznym - Słońce), posiadającestałąpowierzchnięskalnąlublodową, bardzoczęsto – przedewszystkim w przypadku planetoid o mniejszychrozmiarachimałomasywnych – o nieregularnymkształcie, częstonoszącymznamionakolizji z innymipodobnymiobiektami.

41. 1.9 Satelita Satelita− każdeciałoniebieskie o względniemałejmasie, obiegająceinneciało, o większejmasie. Tor ruchutegociałanosinazwęorbity. Satelitydzieląsięna: sztuczne, takiejaknp. satelitytelekomunikacyjne naturalne, zwaneksiężycami

42. 1.10 Teleskop Teleskop– przyrząd optyczny złożony z dwóch elementów optycznych: obiektywu i okularu (teleskop soczewkowy) lub z okularu i zwierciadła (teleskop zwierciadlany), połączonych tubusem. Służy do powiększania odległych obrazów. Zarówno teleskop soczewkowy, jak i teleskop zwierciadlany dają obraz rzeczywisty powiększony, odwrócony lub prosty.

43. 2. PlanetyUkładuSłonecznego

44. UkładSłoneczny UkładplanetarnyskładającysięzeSłońcaipowiązanych z nimgrawitacyjnieciałniebieskich. Ciałate to osiem planet, ponad 160 znanychksiężyców, pięćznanych (a prawdopodobniekilkadziesiąt) planet karłowatychimiliardy (a byćmożenawetbiliony) małychciałUkładuSłonecznego, do którychzaliczasięplanetoidy, komety, meteoroidyipyłmiędzyplanetarny. ZbadaneregionyUkładuSłonecznegozawierają, liczącodSłońca: czteryplanetyskaliste (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), pas planetoid składającysię z małychskalistychciał, czteryzewnętrznegazoweolbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun) orazdrugi pas – pas Kuipera, składającysię z obiektówskalno-lodowych. ZapasemKuiperaznajdujesiędyskrozproszony, dużodalejheliopauzai w końcuhipotetycznyobłokOorta. Odkrytotakże co najmniejpięć planet karłowatych: Ceres (największyobiekt w pasie planetoid), Pluton (do 24 sierpnia 2006 rokuuznawanyza 9. planetęUkładu), Haumea, Makemake (drugi co do wielkościobiekt w pasieKuipera) i Eris (największyznanyobiekt w dyskurozproszonym).

45. Sześć z ośmiu planet itrzy z planet karłowatychmająnaturalnesatelity, zwaneksiężycami. Każda z planet zewnętrznych jest otoczonapierścieniamizłożonymi z pyłukosmicznego. Wszystkieplanety, z wyjątkiemZiemiiUrana (któryzawdzięczanazwęgreckiemubóstwuUranosowi), nosząimionabóstw z mitologiirzymskiej. Szacujesię, żeformowaniesięiewolucjaUkładuSłonecznegorozpoczęłysię 4,6 miliarda lat temu, gdynaskutekgrawitacyjnegozapadnięciasięczęściniestabilnegoobłokumolekularnegorozpocząłsięprocesformowaniaSłońcaiinnychgwiazd. Układwciążpodlegaewolucyjnymichaotycznymzmianominiebędzieistniałwiecznie w obecnejpostaci. Zaokoło 2 - 5 miliardów lat możliwe jest zderzenieGalaktykiAndromedy z DrogąMleczną, a w ciąguokoło 5 miliardów lat Słońcepowiększywielokrotnieswojąśrednicę, stającsięczerwonymolbrzymem, co doprowadzi do zniszczenia planet skalistych, wliczając w to Ziemię. NastępnieSłońceodrzuciswojezewnętrznewarstwyjakomgławicęplanetarnąiprzekształcisię w białegokarła, któregotemperaturaijasnośćbędąstopniowospadaćaż do całkowitej "śmierci" gwiazdy. Przypuszczasię, żeSłońcenastępniezmienisię w czarnegokarła, jednakniemożnatejteoriipotwierdzićaniobalić, gdyżwszechświat jest zbytmłody, abypowstałytegotypuobiekty.

46. Słońce Słońce jest zwyczajną gwiazdą. Ma około 5 mld lat. Jego temperatura na powierzchni osiąga 5500°C, ale w środku dochodzi do 14 mln°C. W słonecznym jądrze wodór przemienia się w hel, w procesie tym uwalniana jest ogromna energia. Na powierzchni Słońca można obserwować plamy, rozbłyski i ogromne wyrzuty materii - protuberancje.

47. Merkury Merkuryjest pierwsząwedługoddaleniaodSłońcaplanetąUkładuSłonecznego. Jego promieńwynosizaledwie 2439km, a co zatymidziemasajegostanowizaledwie 5,6% masyZiemi. Merkuryjest praktyczniepozbawionyatmosfery, czegopowodem jest jegomałamasaisłabasiłaprzyciągania, któranie jest w staniezatrzymaćgazu. Występujetujednakśladowaatmosfera, która jest bardzosilnierozrzedzona. Jest onazłożonagłównie z helu, śladowychilościtlenu, argonu, azotuiksenonu. Merkurykrąży w odległości 57,91mln kilometrówodSłońca, a więcmniejwięcej w połowiedrogimiędzyZiemią a Słońcem. ObiegwokółSłońcapoorbiciezajmuje mu ok.88 dni. Natomiastobrótwokółwłasnejosizajmuje mu 58,7 dnia (merkuriańskadoba). Wynika, więc z tego, żedobanaMerkurymtrwaaż 2/3 roku. Spowodowane jest to prawdopodobniemocnymoddziaływaniemgrawitacyjnymSłońca, które ma zapewnewpływnazwolnienieruchuwirowego.

48. Merkury

49. Wenus Wenus jest drugąwedługoddaleniaodSłońcaplanetąUkładuSłonecznego. Znana jest również pod nazwąJutrzenkii jest najjaśniejszymciałemniebieskimnaniebiepoSłońcuiKsiężycu. Wenus jest bardzopodobna do Ziemi, o czymświadczykulistykształtzbliżony do ziemskiego. Ma równieżbardzopodobnyrozmiar: średnicawynosi 12100 km, co stanowi 0,95 średnicyZiemi. Jejmasawynosi 0,82 masyZiemi. WenusobiegaSłońce w odległości 108 mlnkilometrówpoprawieidealniekolistejorbicie. Dokładnyobiegtrwa 224,7 dniai jest krótszyodjednegoobrotuwokółwłasnejositrwającego 243 dni. Powoduje to, żewenusjańskadoba jest dłuższaodwenusjańskiegoroku. Kolejnąważnąrzeczą, naktórąnależyzwrócićuwagę jest obrótplanetywokółwłasnejosi. Wenusobracasię w stronęprzeciwnąniżrobią to inneplanety w UkładzieSłonecznym. ObróttakipowodujezjawiskowschoduSłońcanazachodzie, a zachoduSłońcanawschodzie.

50. Wenus