ВЕНЕРА (ПЛАНЕТА)

— одна из больших планет, известных уже в древности; из всех небесных светил В. по яркости уступает лишь Солнцу и Луне; иногда она дает слабо видимую тень, иногда бывает видна даже днем. Орбита (см. это сл.) Венеры лежит внутри орбиты Земли, вследствие чего угловое расстояние Венеры от Солнца не превышает 48°, и ее можно видеть или вечером на западной стороне неба или утром на восточной стороне; вот почему древние называли В. вечернею, εςπερος, hesperus) и утренней звездою (έωσφορος, phosphorus). Невооруженному глазу В. представляется яркою звездою; наблюдая же ее через трубу, легко убедиться, что она, подобно Луне, имеет фазы. Фазы В. открыты Галилеем (1610).— Движение Венеры около Солнца совершается почти по кругу (эксцентрицитет ее орбиты = 0,007) в плоскости, наклоненной к плоскости эклиптики под углом в 3°,4, в 225 дней. Среднее расстояние В. от Солнца равно 108 миллионам км. Расстояние В. от Земли изменяется от 40 до 256 мил. км, это изменение расстояния В. от Земли влечет за собою изменение видимого углового диаметра планеты между 60" и 10". — Размеры В. мало отличаются от размеров Земли: истинный диаметр В. = 0,992 диаметра земного шара, объем = 0,976 объема Земли. Масса В. = 0,79 массы Земли, плотность = 0,81 плотности Земли. — До последнего времени принимали, что время оборота В. около ее оси равно 23 h21m (по исследованиям Кассини [Jacques], Шретера, де Вико); но из новейших изысканий Скиапарелли следует заключить, что это время равно времени оборота В. около Солнца, т. е. приблизительно 225 дням, причем ось вращения почти перпендикулярна к плоскости эклиптики (Schiaparelli, "Considerazioni sul moto rotatorio del pianeta Venere", 1890). — Весьма вероятно, что В. окружена атмосферой, мало отличающейся от нашей. Во время нижнего соединения (см. Соединение) В., если расстояние ее от одного из узлов ее орбиты (см. Узел), считаемое по эклиптике, не превышает 1°,8, усматривается в виде черного кружка на диске Солнца; это явление называется прохождением В. перед диском Солнца. Наблюдения прохождений В. доставляют прекрасное средство для определения параллакса (см. это слово) Солнца, из которого можно вычислить расстояние Солнца от Земли, на что впервые указал Галлей (Наllеу, "Methodus singularis, qua solis parallaxis ope Veneris etc. determinari poterit" 1716). В 240 лет бывает четыре прохождения В. Последнее было 6 дек. (н. ст.) 1882 г., а ближайшие будут: 8 июня 2004 г., 6 июня 2012 г., 11 дек. 2117 г., 8 дек. 2125 г. и т. д. — Астрономы обозначают В. знаком ♀ (см. Планеты).

А. Жданов.

Венера, вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета Солнечной системы, астрономический знак . В. была известна также под названием Утренней звезды, Геспера, Веспера, Вечерней звезды, Фосфора, Люцифера. Среднее расстояние от Солнца 108 млн. км (0,723 астрономической единицы). Сидерический период 224 сут 16 ч 49 мин 8 сек. Для земного наблюдателя угловое расстояние В. от Солнца не превышает 48°, вследствие чего она видна только в течение некоторого времени после захода Солнца (вечерняя звезда) или незадолго до его восхода (утренняя звезда). В. ‒ наиболее яркое (после Солнца и Луны) светило земного неба. В максимуме блеска она достигает ‒ 4,4 звёздной величины, фазы В. (открыты Г. Галилеем в 1610) люди с исключительно хорошим зрением могут заметить невооруженным глазом. Угловой диаметр В. во время нижнего соединения достигает 64». Согласно наземным радиолокационным наблюдениям, средний радиус В. составляет 6050 ╠ 0,5 км, а отклонения от сферичности ╠3 км, масса

массы Солнца, 0,9528 массы Земли.

При наблюдениях с Земли В. представляется покрытой сплошным облачным покровом с высокой отражательной способностью (сферическое альбедо 0,6), лишённым постоянных деталей. По отдельным тёмным и ярким образованиям, заметным на облачном покрове в основном в области длин волн 300‒400 им (3000‒4000 А), установлен примерно 4-суточный период вращения (направление вращения обратное, то есть противоположное движению планет вокруг Солнца). Период вращения твёрдого тела планеты, определённый радиолокационными наблюдениями, составляет 243 ╠ 0,18 сут (направление вращения также обратное), причём ось вращения наклонена к плоскости орбиты не более чем на 2°. Возможно, что наблюдаемый 4-суточный период вращения облачного слоя объясняется атмосферными течениями (скорость @ 100 км/сек, что в земной атмосфере типично для высот 50‒60 км).

Существование атмосферы В.установлено впервые М. В. Ломоносовым при наблюдениях прохождения её по диску Солнца в 1761.

В атмосфере В. спектроскопическим путём надёжно установлено присутствие двуокиси углерода (CO2). В надоблачном слое, возможно, имеются окись углерода (CO), пары воды (H2O), кислород (O2), хлористый водород (HCl) и фтористый водород (HF). Предполагают, что облака В. состоят из кристаллов водяного льда. Сведений о подоблачном слое атмосферы, получаемых в результате наземных оптических наблюдений, практически нет.

По наблюдениям в радиодиапазоне н инфракрасной области спектра яркостная температура В. сильно зависит от длины волны, в которой проводятся наблюдения (см. табл.).

Примерный ход яркостной температуры Венеры

Длина волны, см

Абс. темп-ра, К

Инфракрасная область

~240

0,1

~300

1,0

~400

1,5

~500

6,0

~700

70,0

500‒450

Измерения в инфракрасной области спектра относятся к верхним слоям облачного покрова. Вблизи длины волны l = 6 см, по-видимому, максимум температуры; вблизи l = 70 см температура, медленно изменяясь, приближается к 500‒450 К (во всех случаях ‒ температура средняя по диску), фазовый ход слабо выражен в миллиметровом диапазоне (амплитуда около 10%), в сантиметровом и дециметровом диапазонах фазовый ход лежит в пределах ошибок измерений. Наиболее распространённым объяснением распределения яркостной температуры по спектру является представление о горячей поверхности планеты (около 600‒700 К), излучение которой на коротких и длинных волнах поглощается атмосферой. Предполагают, что высокая температура поверхности связана с парниковым эффектом, создаваемым атмосферой В.

Прямые измерения, впервые проведённые 18 октября 1967 в нижней атмосфере В. советской автоматической межпланетной станцией «Венера-4» и подтвержденные измерениями станций «Венера-5», «Венера-6» и «Венера-7» (16 мая 1969, 17 мая 1969 и 15 декабря 1970), показали, что температура растет с приближением к поверхности с градиентом, близким к адиабатическому, давление у поверхности превышает несколько Мн/м2 (несколько десятков кгс/см2). Согласно прямым исследованиям, атмосфера В. состоит в основном из углекислого газа с примесью небольшого количества воды (около 0,1%) и кислорода.

Модель атмосферы, построенная с учётом данных как наземных, так и прямых измерений, приводит к выводу, что средняя температура у поверхности В. составляет около 750 К при давлении около 10 Мн/м2 (100 кгс/см2).

Поверхность планеты, по-видимому, твёрдая, изрытость несколько меньше изрытости поверхности Луны. Радиолокационные наблюдения обнаруживают отдельные области повышенной отражающей способности, связанные, возможно, с рельефом поверхности.

Лит.: Шаронов В. В., Планета Венера, М., 1965; Кузьмин А. Д., Радиофизические исследования Венеры, М., 1967; Мороз В. И., Физика планет, М., 1967; Брандт Дж., Ходж П., Астрофизика солнечной системы, пер. с англ., М., 1967.

Г. А. Лейкин

Венера (планета) — одна из больших планет, известных уже в древности; из всех небесных светил В. по яркости уступает лишь Солнцу и Луне; иногда она дает слабо видимую тень, иногда бывает видна даже днем. Орбита (см. это сл.) Венеры лежит внутри орбиты Земли, вследствие чего угловое расстояние Венеры от Солнца не превышает 48°, и ее можно видеть или вечером на западной стороне неба или утром на восточной стороне; вот почему древние называли В. вечернею, εςπερος, hesperus) и утренней звездою (έωσφορος, phosphorus). Невооруженному глазу В. представляется яркою звездою; наблюдая же ее через трубу, легко убедиться, что она, подобно Луне, имеет фазы. Фазы В. открыты Галилеем (1610). — Движение Венеры около Солнца совершается почти по кругу (эксцентрицитет ее орбиты = 0,007) в плоскости, наклоненной к плоскости эклиптики под углом в 3°,4, в 225 дней. Среднее расстояние В. от Солнца равно 108 миллионам км. Расстояние В. от Земли изменяется от 40 до 256 мил. км, это изменение расстояния В. от Земли влечет за собою изменение видимого углового диаметра планеты между 60" и 10". — Размеры В. мало отличаются от размеров Земли: истинный диаметр В. = 0,992 диаметра земного шара, объем = 0,976 объема Земли. Масса В. = 0,79 массы Земли, плотность = 0,81 плотности Земли. — До последнего времени принимали, что время оборота В. около ее оси равно 23 ^h21^m (по исследованиям Кассини [Jacques], Шретера, де Вико); но из новейших изысканий Скиапарелли следует заключить, что это время равно времени оборота В. около Солнца, т. е. приблизительно 225 дням, причем ось вращения почти перпендикулярна к плоскости эклиптики (Schiaparelli, "Considerazioni sul moto rotatorio del pianeta Venere", 1890). — Весьма вероятно, что В. окружена атмосферой, мало отличающейся от нашей. Во время нижнего соединения (см. Соединение) В., если расстояние ее от одного из узлов ее орбиты (см. Узел), считаемое по эклиптике, не превышает 1°,8, усматривается в виде черного кружка на диске Солнца; это явление называется прохождением В. перед диском Солнца. Наблюдения прохождений В. доставляют прекрасное средство для определения параллакса (см. это слово) Солнца, из которого можно вычислить расстояние Солнца от Земли, на что впервые указал Галлей (Наllеу, "Methodus singularis, qua solis parallaxis ope Veneris etc. determinari poterit" 1716). В 240 лет бывает четыре прохождения В. Последнее было 6 дек. (н. ст.) 1882 г., а ближайшие будут: 8 июня 2004 г., 6 июня 2012 г., 11 дек. 2117 г., 8 дек. 2125 г. и т. д. — Астрономы обозначают В. знаком ♀ (см. Планеты). А. Жданов.