Kontakt | Mapa witryny | Szukaj
Strona główna Sondy planetarne Sondy księżycowe Satelity ziemskie
Artykuły miesiąca
Styczeń 2013
Wenus - siostra Ziemi???
Luty 2013

Wenus
ODKRYCIE
Data odkrycia prehistoria
Odkrywca nieznany
PARAMETRY ORBITY
Aphelium 0,728 j.a.
Peryhelium 0,718 j.a.
Półoś wielka 0,723 j.a.
Mimośród 0,00676
Okres orbitalny 224,70 dni (0,62 roku)
Średnia prędkość orb. 35,02 km/s
Nachylenie orbity 3,395°
PARAMETRY FIZYCZNE
Promień 6052 km
Spłaszczenie 0
Masa 4,8685×1024 kg
Średnia gęstość 5,243 g/cm³
Przyśp. grawitacyjne 8,87 m/s²
Prędkość ucieczki 10,36 km/s
Okres obrotu 243,02 dnia
Temperatura 462 °C
Magnitudo od -4,8m do -3,8m
Rozmiar kątowy od 9,7" do 66"
Liczba księżyców 0
ATMOSFERA
Ciśnienie na powierzchni 92 barów
Skład





~96,5% dwutlenek węgla
~3,5% azot
0,015% dwutlenek siarki
0,007% argon
0,002% para wodna
0,0017% tlenek węgla
Z powodu podobnego rozmiaru i masy, Wenus niejednokrotnie nazywana jest siostrą Ziemi. Jednak w przeciwieństwie do powierzchni Ziemi - na której panują warunki sprzyjające do rozwoju życia - na powierzchni Wenus panuje piekielny żar, miażdżące ciśnienie oraz dusząca atmosfera.

Wenus jest drugą planetą od Słońca, które okrąża co 224,7 dni. Planeta nosi imię rzymskiej bogini miłości. Maksymalna jasność -4,8m czyni tę planetę drugim najjaśniejszym naturalny obiektem nocnego nieba (zaraz po Księżycu). Ponieważ Wenus jest planetą wewnętrzną względem Ziemi, nigdy nie oddala się zbytnio od Słońca - jej elongacja osiąga maksymalnie 47,8°. Wenus osiąga największą jasność krótko przed wschodem Słońca lub chwilę po jego zachodzie - z tego powodu od wieków określana była jako Gwiazda Poranna lub Gwiazda Wieczorna.

Wenus została sklasyfikowana jako planeta skalista - ze względu na podobny rozmiar, grawitację oraz skład - nazywana jest czasami "siostrą Ziemi". Jednak pod innymi względami zdecydowanie różni się od Ziemi. Wenus okryta jest nieprzeźroczystą, wysoce refleksyjną warstwą chmur z kwasu siarkowego, która uniemożliwia dojrzenie jej powierzchni w świetle widzialnym. Ma najgęstszą atmosferę ze wszystkich czterech planet skalistych, która w większości składa się z dwutlenku węgla. Ciśnienie atmosfery przy powierzchni jest 92 razy większe niż na Ziemi. Ze średnią temperaturą powierzchni 462 °C, Wenus jest najgorętszą planetą w Układzie Słonecznym. Wenus w przeszłości prawdopodobnie posiadała oceany, ale z powodu rosnącej temperatury (efekt cieplarniany) woda ostatecznie odparowała. W atmosferze cząsteczki wody uległy fotodysocjacji następnie z powodu braku planetarnego pola magnetycznego, wodór ulotnił się z atmosfery w przestrzeń kosmiczną.

Charakterystyka fizyczna

Wenus jest jedną z czterech planet skalistych. Jej rozmiar i masa są zbliżone do rozmiaru i masy Ziemi i z tego powodu jest często określana jako "siostra" lub " bliźniaczka" naszej planety. Średnica Wenus wynosi 12 092 kilometry (tylko 650 km mniej niż Ziemia), a jej masa stanowi 81,5% masy Ziemi. Jednak ze względu na obecność gęstej atmosfery złożonej z dwutlenku węgla warunki panujące na powierzchni Wenus różnią się zdecydowanie się od warunków ziemskich. Głównym składnikiem atmosfery tej planety jest dwutlenek węgla (96,5%) - reszta przypada w większości na azot.

Geografia

Powierzchnia Wenus była przedmiotem spekulacji aż do odkrycia jej sekretów dzięki wysłanym w jej kierunku sondom kosmicznym. W latach 1990-91 jej powierzchnia została ostatecznie zobrazowana dzięki radarowi sondy Magellan. Powierzchnia ta nosi ślady występowania rozległej działalności wulkanicznej, natomiast obecność siarki w atmosferze może wskazywać, że erupcje wulkaniczne miały miejsce stosunkowo niedawno.

Około 80% powierzchni Wenus to pofałdowane wulkaniczne równiny (dwie największe z nich to Guinevere Planitia i Atalanta Planitia). Dwa wyżynne kontynenty stanowią resztę jej powierzchni. Pierwszy z nich - Ishtar Terra (Ziemia Isztar - nazwa upamiętnia babilońską boginię miłości Isztar) znajduje się na północnej półkuli i ma rozmiar Australii. Najwyższy masyw górski na Wenus - Maxwell Montes (Góry Maxwella) - znajduje się właśnie na obszarze Ishtar Terra i wznosi się na 11 kilometrów ponad średni wenusjański poziom terenu. Drugi wyżynny obszar to Aphrodite Terra (Ziemia Afrodyty - nazwa upamiętnia grecką boginię miłości Afrodytę) - znajduje się nieco poniżej równika i jest wielkości Ameryki Południowej. Na jej obszarze widoczna jest gigantyczna sieć spękań i uskoków.

Topograficzna mapa powierzchni Wenus
Topograficzna mapa powierzchni Wenus sporządzona na podstawie danych przesłanych przez orbiter Pioneer Venus. Ishtar Terra to żółto-pomarańczowy obszar u góry, Aphrodite Terra to długi pas w prawej dolnej części zdjęcia. Zdjęcie: NASA, Wikipedia.en
Na powierzchni planety znaleziono jedynie stosunkowo niewiele kraterów uderzeniowych, co świadczy o względnie młodym wieku powierzchni (około 300-600 milionów lat). Oprócz kraterów uderzeniowych, gór i dolin (które występują powszechnie na powierzchniach planet skalistych), Wenus ma liczne unikalne utwory powierzchniowe. Jedne z nich to płaskie wulkaniczne kopuły zwane "farra", które przypominają grube racuchy o rozmiarach 20-50 km i wysokości 100-1000 metrów. Charakterystycznymi utworami powierzchni Wenus są także: promieniste układy pęknięć zwane "novae", utwory składające się zarówno z koncentrycznych jak i promienistych pęknięć (przypominających sieć pająków) zwane "arachnoidami" oraz "korony" - są to duże koliste utwory otoczone przez koncentryczne grzbiety i wgłębienia. Wszystkie te utworzy mają pochodzenie wulkaniczne.

Nazwy większości utworów powierzchniowych wywodzą się z od historycznych lub mitologicznych kobiet. Wyjątkiem są tu Maxwell Montes (nazwane po Jamesie Clerk Maxwellu) oraz wyżynne rejony Alpha Regio, Beta Regio i Ovda Regio. Nazwy tych trzech regionów zostały nadane zanim obecny system nazewnictwa został nadany przez Międzynarodową Unię Astronomiczną - organizację zatwierdzającą nomenklaturę utworów na powierzchniach ciał niebieskich.

Długości planetograficzne utworów na Wenus wyrażane są względem umownego południka zerowego. Pierwotnie południk ten przebiegał przez środek utworu Eve (niezwykle jasny utwór na obrazach radarowych Wenus), który znajdował się na południe od Alpha Regio. Po zakończeniu programu Wenera południk zerowy został przesunięty i obecnie przebiega przez wzniesienie centralne w kraterze Ariadne.

Globalny widok powierzchni Wenus
Globalny widok powierzchni Wenus (wyśrodkowany wzdłuż południka 180 °E), który powstał na podstawie danych z pierwszego cyklu obrazowania radarowego sondy Magellan. Zdjęcie: NASA, Wikipedia.en
Geologia

Niemal na całej powierzchni Wenus można zobaczyć oznaki aktywności wulkanicznej. Wenus ma kilka razy więcej wulkanów niż Ziemia, z czego 167 to duże wulkany o średnicy ponad 100 kilometrów (jedynym tak dużym kompleksem wulkanicznym na Ziemi jest Wielka Wyspa w archipelagu Hawajów). Tak liczne wulkany nie świadczą o większej aktywności wulkanicznej na Wenus, ale są wynikiem znacznie starszego wieku skorupy tej planety. Ziemska skorupa oceaniczna stale ulega subdukcji na granicach płyt tektonicznych, w skutek czego jej średni wiek wynosi około 100 milionów lat - natomiast wiek powierzchni Wenus szacowany jest na 300-600 milionów lat.

Pewne przesłanki świadczą, że Wenus jest nadal aktywna wulkaniczne. W trakcie radzieckich wypraw Wenera 11 i Wenera 12 próbniki wykryły serię wyładowań atmosferycznych, dodatkowo Wenera 12 zaraz po wylądowaniu na powierzchni zarejestrowała potężny grzmot. Jedna z kontrowersyjnych teorii zakładała, że w atmosferze Wenus nie mogą powstawać wyładowania atmosferyczne - jedyną możliwością były pioruny generowane w chmurach pyłu powstającego w trakcie erupcji wulkanicznej - takie zjawisko ma również miejsce na Ziemi (obecnie wiadomo jednak - na podstawie pomiarów przeprowadzonych w 2007 roku przez sondę Venus Express - że atmosfera Wenus jest jednak zdolna do generowania piorunów). Inną przesłanką były pomiary dwutlenku siarki w atmosferze - wynika z nich, że w okresie od roku 1978 do 1986 stężenie tego gazu spadło około 10-krotnie. Na podstawie tej obserwacji można wnioskować, że we wcześniejszych latach na Wenus doszło do dużej erupcji wulkanicznej i uwolnienia znacznych ilości dwutlenku siarki. Pomimo wielu lat intensywnych badań, do tej pory nie odkryto jednak przekonywujących dowodów na obecną aktywność wulkaniczną na Wenus.

Do chwili obecnej na Wenus naliczono prawie tysiąc kraterów uderzeniowych, które są równomiernie rozproszone na jej powierzchni. Na innych ciałach niebieskich - takich jak Księżyc i Ziemia - kratery wykazują różne stopnie zniszczenia: na Księżycu niszczenie kraterów występuje w wyniku kolejnych uderzeń, na Ziemi kratery są niszczone w wyniku wietrzenia i erozji. Tymczasem na Wenus około 85% kraterów zachowało się w pierwotnym stanie. Stosunkowo niewielka liczba kraterów oraz ich dobrze zachowana forma wskazują, że wiek powierzchni planety jest stosunkowo niewielki (w porównaniu np. do Księżyca lub Merkurego) i wynosi około 300-600 milionów lat. Powierzchnia Ziemi ochładza się i ulega ciągłemu odmładzaniu w wyniku ruchu płyt tektonicznych, jednak na Wenus ten proces nie występuje. Prawdopodobnie wewnętrzne ciepło tej planety stopniowo rozgrzewa zewnętrzne warstwy aż do przekroczenia pewnej granicznej wytrzymałości skorupy. Wówczas to w ciągu 100 milionów lat zachodzi gwałtowny proces subdukcji, który wymazuje dotychczasowe ukształtowanie powierzchni i całkowicie ją przy tym odmładza.

Farma kraterów na Wenus
Trójwymiarowy widok "farmy kraterów" na Wenus. Na pierwszym planie 37,3-kilometrowy krater Saskia, po lewej 47,6-kilometrowy krater Danilova oraz 62,7-kilometrowy krater Aglaonice po prawej. Zdjęcie: NASA, Wikipedia.en
Średnice wenusjańskich kraterów wahają się w zakresie od 3 do 280 kilometrów. Ze względu ma niszczące oddziaływanie gęstej atmosfery na impaktora, nie zaobserwowano kraterów mniejszych niż 3 kilometry. Obiekty posiadające mniejszą energię kinetyczną od pewnej wartości krytycznej są wyhamowywane przez atmosferę i upadając nie tworzą kraterów uderzeniowych, natomiast impaktory o średnicy poniżej 50 metrów ulegają rozpadowi i spłonięciu w atmosferze zanim osiągną powierzchnię gruntu.

Struktura wewnętrzna

Bez jakichkolwiek danych sejsmicznych lub wiedzy o momencie bezwładności niewiele można powiedzieć o strukturze i geochemii Wenus. Podobny rozmiar i gęstość Wenus i Ziemi pozwala przypuszczać, że obie planety mają zbliżoną strukturę wewnętrzną (jądro, płaszcz i skorupę). Planeta ta powinna również posiadać ma co najmniej częściowo stopione jądro, ochładzać się w tempie zbliżonym do ziemskiego, a jej niewiele mniejszy rozmiar świadczy, że również ciśnienia w jej głębokim wnętrzu są tylko nieznacznie mniejsze niż w przypadku Ziemi. Podstawową cechą wyróżniającą Wenus jest brak występowania tektoniki płyt - prawdopodobną przyczyną jest brak wody, która działa na skorupę jako czynnik zmniejszający tarcie (co w znacznym stopniu ułatwia subdukcję).

Atmosfera i klimat

Wenus ma ekstremalnie gęstą atmosferę składającą się głównie z dwutlenku węgla i niewielkiej ilości azotu. Jej masa 93-krotnie przekracza masę atmosfery ziemskiej, podczas gdy ciśnienie przy powierzchni jest 92-krotnie większe niż na Ziemi (odpowiada to ciśnieniu panującemu 1 kilometr pod powierzchnią ziemskich mórz). Gęstość atmosfery przy powierzchni jest znaczna i około wynosi 65 kg/m³ (6,5% gęstości wody). Tak gęsta atmosfera bogata w dwutlenek węgla oraz grube chmury dwutlenku siarki generują najsilniejszy efekt cieplarniany w Układzie Słonecznym - temperatura przy powierzchni Wenus wynosi około 462 °C (powierzchnia Wenus gorętsza od powierzchni Merkurego, która osiąga minimalną temperaturę -220 °C i maksymalną 420 °C).

Zdjęcie atmosfery Wenus w ultrafiolecie
Zdjęcie atmosfery Wenus wykonane w ultrafiolecie 26 lutego 1979 roku przez kamerę Pioneer Venus Orbiter. Zdjęcie: NASA, Wikipedia.en
Symulacje komputerowe wskazują, że miliardy lat temu wenusjańska atmosfera była znacznie bardziej podobna do ziemskiej, a na jej powierzchni zgromadzone były znaczne ilości ciekłej wody. Jednak po kilkuset milionach lat wzmagający się stopniowo efekt cieplarniany spowodował odparowanie wody i wygenerowanie krytycznego poziomu gazów cieplarnianych w jej atmosferze. Chociaż w warunkach panujących na powierzchni nie przetrwałby żaden ziemski organizm nie wykluczono jednak możliwości istnienia warunków dogodnych do życia w dolnych i środkowych warstwach chmur na Wenus.

Bezwładność cieplna i przenoszenie ciepła przez wiatry w dolnej atmosferze sprawiają, że temperatura powierzchni Wenus nie różni się zbytnio pomiędzy stroną dzienną a nocną, nawet pomimo ekstremalnie wolnej rotacji planety. Wiatry przy powierzchni są bardzo wolne - osiągają tylko kilka kilometrów na godzinę - ale z powodu znacznej gęstości atmosfery mogą wywierać znaczącą siłę na przeszkody, przenosić piasek i pył oraz przesuwać małe kamienie po powierzchni.

Powyżej gęstej warstwy dwutlenku węgla znajduje się grube chmury składające się głównie z dwutlenku siarki i kropelek kwasu siarkowego. Te chmury odbijają i rozpraszają około 90% padającego na nie światła słonecznego, które powraca w przestrzeń kosmiczną. W skutek tego powierzchnia planety nie jest dobrze oświetlona i przypomina pochmurny, dżdżysty dzień na Ziemi (docierająca ilość światła jest jednak wystarczająco do sfotografowania jej powierzchni). W górnych warstwach atmosfery wieją silne (osiągające 300 km/h) wiatry, w wyniku których chmury okrążają Wenus w ciągu 4-5 dni (wiatry te są około 60-krotnie szybsze od prędkość rotacji planety - najszybsze wiatry ziemskie osiągają jedynie 10-20 % prędkości rotacji naszej planety).

Powierzchnia Wenus jest właściwie izotermiczna: taka sama temperatura panuje na dziennej i nocnej stronie planety, różnica temperatur nie występuje również pomiędzy równikiem a biegunem. Minimalne nachylenie osi obrotu (mniej niż 3° - podczas gdy Ziemia 23°) także minimalizuje sezonowe wariacje temperatury. Jedyna znaczna zmiana temperatury następuje wraz z wysokością nad powierzchnią. Jak wykazały zdjęcia radarowe przesłane przez sondę Magellan, szczyty najwyższych gór pokryte są wysoce refleksyjną substancją. Substancja ta prawdopodobnie odparowała z powierzchni planety i uległa kondensacji w wyższych partiach gór (tam gdzie temperatura wystarczająco obniża się). Zidentyfikowanie tej substancji jest bardzo trudne, naukowcy przypuszczają że równie dobrze może to być tellur jak i siarczek ołowiu.

Zależność ciśnienia i temperatury od wysokości nad powierzchnią Wenus
Zależność ciśnienia (oś Y po prawej) i temperatury (oś X) od wysokości (oś Y po lewej) nad powierzchnią Wenus. Zdjęcie: Wikipedia.en/User: Alexparent
Chmury na Wenus są zdolne do generowania wyładowań atmosferycznych (podobnie jak chmury na Ziemi). Istnienie wyładowań atmosferycznych na Wenus było kwestionowane od chwili zarejestrowania pierwszych oznak przez radzieckie próbniki Wenera. Dopiero w latach 2006-07 europejska sonda Venus Express niepodważalnie wykryła pewne fale elektromagnetyczne, które są dowodem na występowanie wyładowań atmosferycznych na tej planecie. Częstotliwość generowania wyładowań atmosferycznych wynosi co najmniej połowę wartości ziemskiej (globalnie 20-25 razy na sekundę).

Pole magnetyczne i jądro

W 1967 roku próbnik Wenera 4 odkrył, że wenusjańskie pole magnetyczne jest znacznie słabsze niż ziemskie. W przeciwieństwie do ziemskiego pola magnetycznego (które indukowane jest za pomocą mechanizmu dynama wewnętrznego) pole magnetyczne Wenus jest indukowane w wyniku oddziaływania pomiędzy jonosferą a wiatrem słonecznym. Niewielka magnetosfera praktycznie nie chroni atmosfery od wpływu promieniowania kosmicznego (promieniowanie to może tworzyć wyładowania typu CC - chmura-chmura).

Brak silnego pola magnetycznego Wenus było dla naukowców dużym zaskoczeniem - ze względu na podobny rozmiar do Ziemi spodziewano się, że również i w jej jądrze będzie generowane pole magnetyczne (mechanizm dynama). Mechanizm dynama wymaga jednak spełnienia trzech warunków: przewodnictwa elektrycznego w jądrze, jego rotacji oraz obecności warstwy konwekcyjnej. Z pewnością jądro Wenus zbudowane jest z materii przewodzącej prąd elektryczny (podobnie jak jądro ziemskie). Początkowo przypuszczano więc, że za brak pola magnetycznego odpowiada zbyt wolna rotacja Wenus - jednak przeprowadzone symulacje wskazują, że tempo rotacji jest wystarczające do zadziałania mechanizmu dynama wewnętrznego. Obecnie naukowcy podejrzewają, że główną przyczyną braku pola magnetycznego jest całkowity brak lub niedostateczny stopień konwekcji w przewodzącej warstwie jądra. Powodem takiego stanu rzeczy mogą być: (1) zaburzenie/ustanie przepływu ciepła z jądra wewnętrznego w kierunku zewnętrznych warstw płaszcza Wenus (jeśli cała warstwa przewodząca ma jednakową temperaturę to konwekcja nie występuje); (2) całkowite zestalenie jądra (szybkość tego procesu zależy od zawartości siarki w jądrze).

Oddziaływanie wiatru słonecznego na magnetosferę Wenus
Oddziaływanie wiatru słonecznego z indukowaną magnetosferą Wenus. Zdjęcie: Wikipedia.en/ Alexparent
Słaba magnetosfera wokół Wenus sprawia, że wiatr słoneczny bezpośrednio oddziałuje na zewnętrzne warstwy atmosfery planety. W górnych warstwach atmosfery pod wpływem promieniowania ultrafioletowego następuje fotodysocjacja cząsteczek wodoru i tlenu. Wiatr słoneczny oddziałuje z powstałymi jonami, które są następnie "wywiewane" z atmosfery Wenus. Ta swoista erozja atmosfery powoduje stopniową utratę wodoru, helu oraz tlenu, natomiast cząsteczki o wyższych masach (takich jak dwutlenek węgla) prawdopodobnie ulegają retencji w atmosferze. Erozja atmosfery przez wiatr słoneczny doprowadziła w ciągu pierwszego miliarda lat do utraty większości wodnych zasobów planety. W wyniku tego procesu wyraźnie zwiększył się również stosunek deuteru do wodoru w wyższych partiach atmosfery, który pozostaje około 150 razy wyższy w odniesieniu do dolnej atmosfery.

Orbita i rotacja

Wenus orbituje wokół Słońca w średniej odległości 0,72 j.a. (108 milionów kilometrów), a wykonanie jednej pełnej orbity zajmuje jej 224,65 dnia ziemskiego. Chociaż wszystkie orbity planet są eliptyczne, orbita Wenus ma kształt najbardziej zbliżony do okręgu z mimośrodem wynoszącym zaledwie 0,01. Kiedy Wenus znajdzie się pomiędzy Ziemią a Słońcem (średnio co 584 dni), wówczas planeta ta znajduje najbliżej Ziemi (średnia odległość to 41 milionów kilometrów). Z powodu zmniejszającego się mimośrodu orbity ziemskiej w ciągu najbliższych kilkudziesięciu tysięcy lat ta minimalna odległość będzie się nieznacznie zwiększać. W latach od 1 do 5383 roku wystąpi 526 zbliżeń Wenus do Ziemi na odległość mniejszą niż 40 milionów kilometrów, potem takie zbliżenie nastąpi dopiero 60 158 lat później. W okresach o większym mimośrodzie orbity ziemskiej, Wenus może zbliżyć się maksymalnie na odległość 38,2 milionów kilometrów.

Wszystkie planety orbitują wokół Słońca w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara (patrząc znad północnego bieguna Słońca). Również większość planet obraca się wokół własnej osi w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara, jednak Wenus obraca się w kierunku zgodnym (tzw. rotacja wsteczna), z okresem obrotu 243 ziemskich dni (najwolniejszy okres rotacji z wszystkich planet). Na równiku prędkość rotacji wynosi tylko 6,5 km/h (prędkość rotacji Ziemi na równiku wynosi około 1670 km/h). Dzień gwiezdny jest dłuższy niż wenusjański rok (243 względem 224,7 dni ziemskich). Z powodu rotacji wstecznej długość dnia słonecznego na Wenus jest znacznie krótsza od dnia gwiazdowego i wynosi 116,75 dni ziemskich (co czyni wenusjański dzień słoneczny krótszym od merkuriańskiego - 176 dni ziemskich), natomiast jeden rok na Wenus trwa więc 1,92 wenusjańskich dni słonecznych. Tak więc dla obserwatora stojącego na powierzchni Wenus Słońce wschodziłoby na zachodzie i zachodziło na wschodzie.

Tranzyt Wenus na tle tarczy Słońca
Tranzyt Wenus na tle tarczy Słońca uchwycony 5 czerwca 2012 roku za pomocą kamery obserwatorium Hinode. Następne takie zjawisko dopiero w 2117 roku. Zdjęcie: Goddard Space Flight Center, JAXA/NASA, Wikipedia.en
Wenus mogła powstać z mgławicy słonecznej z zupełnie innym okresem obrotu i nachyleniem, osiągając obecny stan w wyniku chaotycznych zmian spowodowanych przez perturbacje innych planet oraz efektów pływowych oddziałujących na jej gęstą atmosferę (te niewielkie oddziaływania mogły w ciągu miliardów lat doprowadzić Wenus do stanu obecnego). Okres rotacji Wenus może być również wynikiem osiągnięcia stanu równowagi pomiędzy oddziaływaniem pływowym grawitacji słonecznej (z tendencją do spowalniania rotacji) oraz pływów atmosferycznych spowodowanych ogrzewaniem przez Słońce grubej atmosfery Wenus. Ciekawym zbiegiem okoliczności okresów orbitalnych i rotacji Wenus jest 584-dniowy średni okres pomiędzy kolejnymi maksymalnymi zbliżeniami do Ziemi, które wynosi prawie dokładnie pięć wenusjańskich dni słonecznych. Jednak hipotezy o jakimkolwiek oddziaływaniu spinowo-orbitalnym z Ziemią zostały obalone.

Wenus nie ma naturalnych satelitów, chociaż planetoida 2002 VE68 pozostaje w kwazi-orbitalnej relacji z planetą (planetoida orbituje wokół Słońca ale obserwator z powierzchni Wenus ulegnie złudzeniu, że orbituje wokół tej planety). W XVII wieku Giovanni Cassini zaobserwował księżyc orbitujący wokół Wenus, który nazwał Neith. W ciągu kolejnych dwóch wieków zanotowano liczne obserwacje księżyców, ale większość została ostatecznie zidentyfikowana jako gwiazdy w sąsiedztwie Wenus. W 2006 roku Alex Alemi i David Stevenson (obaj z California Institute od Technology) przeprowadzili badania modelowe wczesnego Układu Słonecznego i stwierdzili, że Wenus prawdopodobnie miała co najmniej jeden księżyc, który powstał w wyniku olbrzymiego zderzenia miliardy lat temu. Około 10 milionów lat później, zgodnie z symulacjami, kolejne zderzenie odwróciło kierunek rotacji planety, co spowodowało stopniowe zacieśnianie się orbity księżyca aż do jego kolizji i połączenia się z Wenus. Alternatywnym wyjaśnieniem braku księżyców jest obecność silnych pływów słonecznych, które mogą destabilizować orbity dużych księżyców krążących wokół wewnętrznych planet skalistych.

Obserwacje

Wenus jest zawsze jaśniejsza od jakiejkolwiek gwiazdy (z wyłączeniem Słońca). Największą jasność - -4,8m - występuje kiedy oświetlona jest około 26% powierzchni Wenus oraz dysk ma stosunkowo dużą średnicę kątową (około 40 sekund kątowych). Jasność Wenus zmniejsza się (do około -3,9m) gdy znajduje się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia (około 93% oświetlonej powierzchni i przy średnicy kątowej 10,5 sekundy kątowej). Jasność planety jest wystarczająca aby była dobrze widoczna nawet gdy słońce znajduje się jeszcze nad horyzontem. Ponieważ jest planetą wewnętrzną nie oddala się od Słońca na odległość kątową większą niż 47°.

Wenus i jej poświata na powierzchni Pacyfiku
Wenus i jej poświata na powierzchni Pacyfiku. Zdjęcie: Wikipedia.en, Brocken Inaglory
Orbitując wokół Słońca Wenus zbliża się maksymalnie do Ziemi co 584 dni. Przechodząc między Ziemią a Słońcem zmienia się jej nazwa z Gwiazdy Wieczornej (widocznej po zachodzie Słońca) na Gwiazdę Poranną (widoczną przed wschodem Słońca). Podczas gdy Merkury (inna planeta wewnętrzna) jest trudny do obserwacji nawet w fazie maksymalnej elongacji (28°), to z powodu jej dużej jasności Wenus jest trudna do przeoczenia. Gdy osiąga maksymalną elongację widoczna jest na ciemnym niebie jeszcze długo po zachodzie Słońca.

Dla obserwatora na Ziemi Wenus poruszająca się po swojej orbicie ukazuje się w fazach (podobnych do faz Księżyca). Pełnia (dysk o średnicy około 9 sekund kątowych) występuje kiedy planeta znajduje się po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia. Fazy I i III kwarty (średnica około 24 sekund kątowych) ukazuje się gdy planeta osiąga maksymalną elongację. Fazę nowiu (średnica dysku 60-66 sekund kątowych) planeta osiąga gdy Wenus znajduje się pomiędzy Ziemią a Słońcem.

Tranzyty Wenus na tle tarczy Słońca

Orbita Wenus jest nieco nachylona względem orbity Ziemi, dlatego też przejście Wenus na tle tarczy Słońca jest dla obserwatora ziemskiego niezwykle rzadkim zjawiskiem. Do tranzytu Wenus na tle tarczy Słońca dochodzi jedynie wtedy, gdy planeta znajdzie się w płaszczyźnie orbity ziemskiej. Tranzyty Wenus występują w 243 letnich cyklach: dwa pierwsze tranzyty występują w około 8-letnich odstępach (ostatnio 8 czerwca 2004 i 5-6 czerwca 2012 roku), następnie występuje 105,5-letnia przerwa, potem dwa kolejne tranzyty (co 8 lat) i następna 121,5-letnia przerwa - dalej cały cykl powtarza się. Cykl ten został po raz pierwszy odkryty w 1639 roku przez angielskiego astronoma Jeremiaha Horrocksa.

Poprzednia para tranzytów miała miejsce w grudniu 1874 i w grudniu 1882, następne wystąpią w grudniu 2117 i grudniu 2125 roku. Wcześniejsze obserwacje tranzytów Wenus były ważne, ponieważ pozwoliły astronomom bezpośrednio określić rozmiar jednostki astronomicznej (j.a.) i tym samym poznać rozmiar Układu Słonecznego.

Fazy Wenus
Fazy Wenus w 2004 roku. Zdjęcie: Wikipedia.en, Statis Kalyvas - VT-2004 programme
Badania

Pierwsze obserwacje

Wenus była znana starożytnym cywilizacjom jako "gwiazda poranna" oraz "gwiazda wieczorna" - te nazwy odzwierciedlały wczesne poglądy, że były to dwa oddzielne obiekty. Jednak już na babilońskiej glinianej tabliczce z pismem klinowym (Venus tablet of Ammisaduqa z roku 1581 p.n.e.) zapisano, że obie te gwiazdy były w rzeczywistości jednym i tym samym obiektem (opisywanym w tabliczce jako "jasna królowa nieba") i pogląd ten poparto szczegółowymi obserwacjami. Starożytni Grecy aż do czasu Pitagorasa (VI wiek p.n.e.) uważali, że były to dwie oddzielne gwiazdy (Fosforos i Hesperos). Rzymianie nazywali poranną Wenus jako Lucyfer, natomiast wieczorną - Hesper.

Pierwszą zapisaną obserwację tranzytu Wenus wykonali 4 grudnia 1639 roku (24 listopada wg kalendarza juliańskiego używanego w tym czasie) Jeremiah Horrocks oraz jego przyjaciel William Crabtree. Kiedy włoski fizyk Galileusz po raz pierwszy obserwował tę planetę (na początku XVII wieku) zauważył fazy (podobne do księżycowych), które zmieniają się od wąskiego sierpa po pełnię. Kiedy na niebie Wenus osiągała najdalszą pozycję od Słońca - planeta ukazywała się jako oświetlona półkula, kiedy zbliżała się do Słońca - ukazywała się coraz węższy sierp (lub pełny dysk). Zgodnie z rozumowaniem Galileusza możliwe to było tylko wtedy, jeśli Wenus orbitowałaby wokół Słońca - była to jedna z pierwszych obserwacji stojących w sprzeczności z ptolemeuszowskim modelem geocentrycznym.

Atmosfera Wenus została odkryta w 1761 roku przez rosyjskiego uczonego Michaiła Łomonosowa. Atmosfera wenusjańska była obserwowana w 1790 roku przez niemieckiego astronoma Johanna Schrötera. Schröter zauważył, że kiedy planeta była fazie wąskiego sierpa, oświetlone było znacznie więcej niż 180 stopni obwodu planety. Prawidłowo więc wnioskował, że przyczyną tego było rozpraszanie światła słonecznego przez gęstą atmosferę. Znacznie później amerykański astronom Chester Smith Lyman zaobserwował kompletny pierścień wokół ciemnej strony planety, dostarczając tym samym kolejnych dowodów istnienia atmosfery. Atmosfera uniemożliwiała prawidłowe określenie okresu obrotu planety i obserwatorzy (jak Giovanni Cassini i Schröter) oszacowali ten okres na około 24 godziny (śledząc ruch domniemanych utworów powierzchniowych).

Badania z Ziemi

Arachnoid na powierzchni Wenus
Arachnoid na powierzchni Wenus. Te wielkie struktury mają pochodzenie wulkaniczne. Zdjęcie opracowane na podstawie obserwacji radarowych przeprowadzonych przez sondę Magellan. Zdjęcie: Magellan Team, JPL, NASA, Wikipedia.en
Niewiele więcej dowiedziano się o Wenus aż do XX wieku. Gruba i szczelna powłoka chmur nie dawała żadnych szans na zaobserwowanie jej powierzchni - dopiero rozwój obserwacji spektroskopowych, radarowych i w ultrafiolecie pozwoliło odkryć więcej jej sekretów. Pierwsze obserwacje w ultrafiolecie zostały przeprowadzone w latach 20-tych, kiedy Frank Ross odkrył, że zdjęcia w ultrafiolecie ujawniają znacznie więcej szczegółów (które były niewidoczne w świetle widzialnym i podczerwieni).

Obserwacje spektroskopowe przeprowadzone na początku XX wieku pozwoliły "rzucić nieco światła" na okres rotacji Wenus. Vesto Slipher próbował zmierzyć przesunięcie dopplerowskie światła z Wenus, jednak nie mógł wykryć jakiejkolwiek rotacji. Wywnioskował więc, że planeta musi mieć znacznie dłuższy okres rotacji niż wcześniej przypuszczano. Badania przeprowadzone w latach 50-tych dowiodły, że Wenus posiada rotację wsteczną. Obserwacje radarowe przeprowadzone w latach 60-tych dostarczyły pierwszych pomiarów okresu rotacji, które są bardzo zbliżone do wartości obecnych.

Obserwacje radarowe przeprowadzone w latach 70-tych po raz pierwszy ukazały szczegóły powierzchni Wenus. Powracające echo silnych impulsów promieniowania radarowego, wysłanych w kierunku planety przez 300-metrowe Obserwatorium Arecibo, wykazało istnienie dwóch niezwykle jasnych regionów, które nazwano rejonami Alpha i Beta. Obserwacje te ujawniły również jasne rejony związane z Górami Maxwella. Są to jedyne utwory Wenus które nie noszą żeńskich nazw.

Badania za pomocą sond kosmicznych

Mariner 2
Pierwszy próbnik międzyplanetarny Mariner 2. 14 grudnia 1962 roku sonda przeleciała w odległości prawie 35 000 kilometrów od Wenus. Zdjęcie: NASA-JPL
Pierwszy automatyczny próbnik - Wenera 1 - został wysłany w kierunku Wenus 12 lutego 1961 roku. Jednak siedem dni później, kiedy sonda znajdowała się w odległości 2 milionów kilometrów od Ziemi, utracono z nią kontakt radiowy. Jak później oszacowano w połowie maja Wenera 1 przeleciała w odległości około 100 000 kilometrów od Wenus.

Stany Zjednoczone rozpoczęły eksplorację Wenus od utraty Marinera 1 w trakcie startu. Kolejny próbnik Mariner 2 był wielkim sukcesem: po 109 dniowej podróży - 14 grudnia 1962 roku - stał się pierwszym udanym próbnikiem międzyplanetarnym przelatując w odległości 34 833 kilometrów nad powierzchnią Wenus. Jego radiometry mikrofalowe i podczerwone wykazały, że górne warstwy obłoków Wenus są zimne, natomiast powierzchnia jest ekstremalnie gorąca - osiąga co najmniej 425 °C (potwierdziło to wcześniejsze pomiary z Ziemi). Mariner 2 znacznie lepiej oszacował masę Wenus, poprawił dokładność jednostki astronomicznej, jednak nie wykrył obecności pola magnetycznego i pasów radiacyjnych.

Radziecka Wenera 3 zderzyła się z powierzchnią Wenus 1 marca 1966 roku. Był to pierwszy wykonany ludzką ręką obiekt, który wszedł w atmosferę i uderzył w powierzchnię innej planety (ponieważ jej system komunikacyjny uległ awarii nie uzyskano żadnych danych). 18 października 1967 Wenera 4 weszła w atmosferę i przeprowadziła liczne eksperymenty. Dane z tego próbnika wskazywały, że temperatura powierzchni jest znacznie wyższa niż zmierzona przez Marinera 2 (pomiary wskazywały na prawie 500 °C), a atmosfera w 90-95 procentach złożona jest z dwutlenku węgla. Atmosfera Wenus była zdecydowanie gęstsza niż założyli projektanci Wenery 4 - z powodu powolnego opadania na zbyt dużym spadochronie jej baterie wyczerpały się przed osiągnięciem powierzchni. Po przesyłaniu danych przez 93 minuty ostatni odczyt ciśnienia z Wenery 4 został wykonany na wysokości 24,96 kilometrów i wynosił 18 barów.

Kopuły farra na powierzchni Wenus
Kopuły "farra" w rejonie Alpha Regio na Wenus. Zdjęcie: NASA
Dzień później - 19 października 1967 - Mariner 5 przeleciał w odległości poniżej 4000 km od górnych warstw atmosfery. Mariner 5 został zbudowany oryginalnie jako zapas dla próbnika marsjańskiego Mariner 4, ponieważ misja ta zakończyła się sukcesem próbnik został wysłany w kierunku Wenus. Przyrządy naukowe na jego pokładzie były znacznie czulsze niż na Marinerze 2 - w szczególności radiowy eksperyment zaćmieniowy dostarczył danych o składzie, ciśnieniu i gęstości atmosfery Wenus. W ciągu następnego roku dane z Wenery 4 i Marinera 5 były analizowane przez radziecko-amerykański zespół naukowy, co było pierwszym przykładem kosmicznej współpracy.

Wyciągając wnioski z poprzednich misji i opierając się na danych Wenery 4, w styczniu 1969 roku Związek Radziecki wystrzelił dwa bliźniacze próbniki Wenera 5 i Wenera 6, które dotarły do Wenus 16 i 17 maja tego samego roku. Próbniki wzmocniono aby wytrzymały ciśnienie 25 barów i wyposażono w mniejsze spadochrony dla osiągnięcia szybszego tempa opadania. Ponieważ ówczesne modele atmosfery Wenus zakładały ciśnienie na powierzchni pomiędzy 75 a 100 barów, nikt nie spodziewał się aby przetrwały opadanie do samej powierzchni. Po przesyłaniu danych o atmosferze przez nieco ponad 50 minut, obydwa próbniki zostały zmiażdżone na wysokości 20 kilometrów.

Wenera 7 miała być pierwszym próbnikiem, który prześle dane z powierzchni planety - w tym celu lądownik został wzmocniony aby wytrzymał ciśnienie 180 barów. Przed wejściem w atmosferę lądownik został schłodzony i wyposażony w specjalny spadochron, który umożliwił szybkie 35 minutowe opadanie przez atmosferę. Próbnik wszedł w atmosferę 15 grudnia 1970, ponieważ jego spadochron uległ częściowemu rozerwaniu lądownik uderzył w powierzchnię Wenus i prawdopodobnie przewrócił się na bok. Przez kolejne 23 minuty odbierano słabe sygnały telemetryczne zawierające odczyty temperatury - były to pierwsze dane przesłane z powierzchni innej planety.

Program Wenera był nadal kontynuowany - 22 lipca 1972 w atmosferę Wenus wszedł próbnik Wenera 8 i po wylądowaniu przesyłał dane przez 50 minut. Kolejne próbniki Wenera 9 i Wenera 10 - które wylądowały na Wenus odpowiednio 22 i 25 października 1975 roku - jako pierwsze przesłały zdjęcia powierzchni planety. Te dwa lądowiska znacznie różniły się wyglądem gruntu w najbliższym otoczeniu próbników: Wenera 9 wylądowała na stoku o nachyleniu 20 stopni usianym głazami o średnicy 30-40 centymetrów; Wenera 10 ukazała bazaltowe płyty ze szczelinami wypełnionymi zwietrzałym materiałem.

W międzyczasie Stany Zjednoczone wysłały Marinera 10 do Merkurego. 5 lutego 1974 roku Mariner 10 przeleciał w odległości 5790 km od Wenus, realizując tym samym manewr wsparcia grawitacyjnego oraz przeprowadzając badania tej planety. Sonda przesłała m.in. ponad 4000 zdjęć planety (najlepszych jakie do tej pory uzyskano). Zdjęcia wykonane w świetle widzialnym ukazywały jednolitą powłokę z chmur, natomiast na zdjęcia wykonanych w ultrafiolecie można zobaczyć charakterystyczny układu chmur, który nigdy wcześniej nie był oglądany z Ziemi.

Kolorowe zdjęcie powierzchni Wenus przesłane przez Wenerę 13
Kolorowe zdjęcie powierzchni Wenus wykonane przez lądownik Wenera 13. Zdjęcie: USSR/NASA National Space Science Data Cente, Wikipedia.en
Amerykański projekt Pioneer Venus składał się z dwóch oddzielnych misji. Pioneer Venus Orbiter został 4 grudnia 1978 umieszczony na eliptycznej orbicie wokół Wenus i pozostał na niej przez 13 lat badając atmosferę i obrazując jej powierzchnię za pomocą radaru. Pioneer Venus Multiprobe składał się z czterech próbników atmosferycznych, które weszły w atmosferę 9 grudnia 1978 roku i przesłały dane o jej składzie, wiatrach i przepływie ciepła.

W ciągu następnych czterech lat na Wenus wysłano cztery lądowniki Wenera. Wenera 11 i Wenera 12 wykryły wyładowania atmosferyczne, natomiast Wenera 13 i Wenera 14 (wylądowały odpowiednio 1 i 5 maja 1982) przesłały pierwsze kolorowe zdjęcia powierzchni. Wszystkie cztery próbniki zostały wyposażone w spadochrony (które spowolniły opadanie w górnych warstwach atmosfery), ale od wysokości około 50 kilometrów opadały korzystając jedynie z oporu stawianego przez gęstą atmosferę dostarczała (opór był wystarczający aby umożliwić miękkie lądowanie). Zarówno Wenera 13 jak i Wenera 14 przeprowadziły badania próbek gruntu (za pomocą pokładowego rentgenowskiego spektrometru fluorescencyjnego) oraz próbowały określić właściwości mechaniczne gruntu za pomocą próbnika uderzeniowego (w przypadku Wenery 14 próbnik uderzył w odrzuconą osłonę obiektywu kamery i nie miał kontaktu z gruntem). Niezwykle udany program Wenera zakończył się w październiku 1983 roku, kiedy Wenera 15 i Wenera 16 zostały umieszczone na orbicie Wenus (obydwie sondy zostały wyposażone w radar SAR do zobrazowania powierzchni tej planety).

W 1985 roku Związek Radziecki wystrzelił dwie sondy, które miały przebadać Wenus oraz kometę Halleya (która początku 1986 roku przelatywała przez wewnętrzny Układ Słoneczny). W drodze do komety 11 i 15 czerwca 1985 roku sondy Wega 1 i Wega 2 zrzuciły próbniki do atmosfery Wenus i zostały skierowane do komety. Każdy próbnik po wyhamowaniu w górnych warstwach atmosfery uwolnił balon, który po napełnieniu gazem przybrał równowagową wysokość lotu 53 km (na tej wysokości ciśnienie i temperatura są porównywalne do tych panujących na powierzchni Ziemi). Misje balonów trwały około 48 godzin - dzięki nim odkryto, że atmosfera wenusjańska jest znacznie bardziej turbulentna niż wcześniej przypuszczano, wieją w niej silne wiatry i tworzą się potężne komórki konwekcyjne.

Topograficzna mapa Wenus na podstawie obserwacji Magellana
Topograficzna mapa powierzchni Wenus opracowana na podstawie obserwacji radarowych wykonanych przez sondę Magellan w latach 1990-94. Duży czerwono-biały obszar na północy to Góry Maxwella. Zdjęcie: Magellan Team, JPL, NASA, Wikipedia.en
4 maja 1989 roku Stany Zjednoczone wystrzeliły próbnik Magellan, którego zadaniem było precyzyjne "sfotografowanie" powierzchni Wenus za pomocą radaru. Zdjęcia o wysokiej rozdzielczości przestrzennej uzyskane w trakcie 4,5-letniej misji przewyższały ilością szczegółów wszystkie poprzednie mapy i są porównywalne do zdjęć powierzchni innych planet wykonanych w świetle widzialnym. Magellan sfotografował ponad 98% powierzchni Wenus oraz przebadał 95% jej pola grawitacyjnego. W 1994 roku pod koniec misji próbnik wykonał jeszcze pomiary gęstości górnych warstw atmosfery po czym wszedł w atmosferę i uległ zniszczeniu. Wenus była również obserwowana przez próbniki Galileo oraz Cassini (które wykonywały przeloty wsparcia grawitacyjnego w drodze do swoich celów - odpowiednio Jowisza i Saturna), ale Magellan przez ponad dziesięciolecie był jedyną misją przeznaczoną do badania Wenus.

Kolejny amerykański próbnik MESSENGER wykonał dwa przeloty obok Wenus - w październiku 2006 i czerwcu 2007 - aby nieco spowolnić swoją prędkość i przygotować trajektorię lotu do wejścia na orbitę Merkurego w marcu 2011 r. W trakcie tych przelotów próbnik wykonywał także obserwacje i pomiary naukowe.

Venus Express jest próbnikiem zaprojektowanym i zbudowanym przez Europejską Agencję Kosmiczną. Sonda została wystrzelona 9 listopada 2005 roku przez rosyjską rakietę Sojuz-Fregat i po kilku miesiącach lotu - 11 kwietnia 2006 - weszła na orbitę polarną wokół Wenus. Próbnik prowadzi szczegółowe badania wenusjańskiej atmosfery oraz chmur, monitoruje środowisko plazmowe planety oraz bada powierzchnię (w szczególności panujące tam temperatury). Jednym z pierwszych rezultatów Venus Express jest odkrycie podwójnego wiru atmosferycznego, który istnieje w pobliżu bieguna południowego planety.

20 maja 2010 roku Japońska Agencja Eksploracji Aerokosmicznej (JAXA) wystrzeliła w kierunku Wenus próbnik Akatsuki (dawniej Planet-C), jednak w grudniu doszło do awarii i sonda nie weszła na orbitę planety. Kolejna szansa na wejście na orbitę Wenus będzie miała miejsce dopiero pod koniec 2015 roku. W trakcie misji planowano sfotografować powierzchnię w świetle podczerwonym, potwierdzić istnienie błyskawic oraz badać ewentualną aktywność wulkaniczną na Wenus.

Źródło: Wikipedia.en, NASA

Data ostatniej aktualizacji: