венера

ВЕНЕРА - вторая по порядку от Солнца планета Солнечной системы. Cp. расстояние от Солнца 0,7233 а. е. (108,2 млн. км), эксцентриситет орбиты е=0,0068, наклон плоскости орбиты к эклиптике 3°23,65'. Cp. скорость движения В. по орбите 34,99 км/с. Cp. экваториальный радиус поверхности В. 6051,5 км. Наименьшее расстояние В. от Земли 38 млн. км, наибольшее 261 млн. км. Масса В. 4,87*10²⁴ кг (0,815 земной), ср. плотность 5240 кг/м³, ускорение свободного падения на экваторе 8,76 м/с² (0,89 земного). Первая космическая скорость на В. 6,2 км/с, вторая - 10,2 км/с. Отличие фигуры В. от сферической невелико, центр массы смещён относительно геометрического центра на 1,50,25 км.

Период вращения В. 243 сут, вращение обратное (по отношению к движению планеты вокруг Солнца), угол между экваториальной плоскостью и плоскостью орбиты меньше 3°. Продолжительность солнечных суток на В. 116,8 земных сут; т. о., за один венерианский год восход и заход Солнца на планете происходит дважды. Напряжённость собств. магн. поля В. не превышает 5*10^-3 А/м ( земного). В. окружена плотной атмосферой и облаками. Эффективная темп-pa В. (2285)К, интегральное сферич. альбедо 0,800,02. ИK- яркостная температура близка к эффективной и относится к верх. границе облаков. Из-за большой оптич. плотности атмосферы и облаков поверхность В. недоступна оптич. наблюдениям с Земли. Наиб. крупный вклад в изучение В. внесли полёты космич. аппаратов (советские "Венера-1-16", американские "Маринер-2, -5, -10", "Пионер-Венера"), радиоастрономия и радиолокация.

Поверхность В. преимущественно равнинная (~90%), относит. перепады высот менее 1-2 км. На большие возвышенности приходится ок. 8% поверхности, наиб. крупные - Земля Иштар с горой Максвелл выс. 12 км в сев. полушарии (между 60-75° сев. широты) и Земля Афродита вблизи экватора (10° сев. широты - 20° юж. широты). Поверхность сложена базальтовыми породами, что вместе с др. фактами свидетельствует о происшедшей дифференциации вещества В. на оболочки (кора, мантия, ядро). На поверхности обнаружены чёткие следы ударной бомбардировки (кратеры) и широкомасштабной вулканич. деятельности. Тектонич. процессы на В., в отличие от глобальной тектоники литосферных плит на Земле, вероятно, имели более локальный характер. По данным радиолокац. съёмки с аппаратов "Венера-15, -16" составлены карты сев. полушария В. (примерно от 30° с. ш. до полюса) с разрешением 1-2 км и выявлены характерные особенности рельефа.

Осн. составляющие атмосферы В.: CO₂ (ок. 97%), N₂ (ок. 3%), кислорода практически нет (менее 3*10^-3 %). Среди относительно малых компонентов: H₂O, SO₂, H₂S, СО, HCl, HF. Содержание воды, возможно, переменно по высоте (от 0,1% на уровне облаков до 0,01% у поверхности). Соединения серы вместе с H₂O обусловливают формирование облаков, состоящих в основном из капелек 75-80%-ной серной к-ты. Обнаружено повышенное по сравнению с Землёй содержание первичных изотопов инертных газов (отношение ³⁶Аr/⁴⁰Аr в 300 раз больше; аналогичная, но менее выраженная тенденция по Ne, Kr), что указывает на различие процессов эволюции атмосфер В. и Земли.

Темп-pa атмосферы у поверхности В. (на уровне ср. радиуса) 740 К, давление 9,5 МПа (93,8 атм), плотность газа в 70 раз больше, чем в земной атмосфере. Атмосфера В. от поверхности до 50 км (на широтах 50°) близка к адиабатической со ср. градиентом темп-ры ок. 8К/км. Суточные колебания темп-ры у поверхности менее 1 К, выше тропопаузы (y60 км) 15 К. Cp. темп-pa тропопаузы 275 К (до широты 50°), 225 К (65- 80°), 245 К (у полюса, где её высота примерно на 5 км меньше).

В стратомезосфере В. от тропопаузы до 85 км температурный градиент составляет 3,5 К/км и около нуля в мезопаузе (на выс. 90-100 км при темп-ре 175-180 К). Выше этого уровня на дневной стороне находится термосфера, где за счёт прямого поглощения солнечной УФ- и рентг. радиации темп-pa возрастает до 300 К (т. н. экзосферная темп-pa), а на ночной стороне - криосфера с темп-рой 100 К. До высоты ок. 150 км сохраняется преобладающее содержание CO₂ (вместе с СО, N₂, О, N и Не), в интервале высот 150-180 км осн. составляющая - О, ещё выше - Не. Особенно значит, изменения концентрации этих компонентов происходят у терминатора. Ионосфера В. менее плотная, чем у Земли. Дневная ионосфера, имеющая узкий максимум электронной концентрации (до 5*10⁵ см³ на выс.

140 км), образована в основном ионами , выше 200 км - ионами O⁺ . Она сильно поджата к планете давлением солнечного ветра; резкий спад электронной концентрации наблюдается на уровне 250- 400 км, здесь находится ионопауза (граница между тепловыми ионами и потоком энергичных частиц плазмы). С ночной стороны ионосфера простирается до высоты св. 3000 км со ср. концентрацией электронов 500- 1000 см^-3, осн. ион - O⁺ . Отмечаются локальные максимумы на выс. 120 и 140 км, где плотность электронов может возрастать в 5-10 раз. Состав и содержание ионов в ионосфере В. подвержены существ. суточным вариациям.

Высокая темп-pa атмосферы у поверхности объясняется действием парникового эффекта: ок. 3% солнечного излучения достигает поверхности и нагревает её (освещённость у поверхности в полдень св. 10 тыс. лк), а сильная непрозрачность для собств. ИК-излучения плотной атмосферы и облачного слоя препятствует остыванию поверхности. Наряду с парниковым механизмом важную роль в тепловом режиме В. (выравнивании темп-ры по широте и долготе) играет планетарная циркуляция (зональный и в меньшей степени меридиональный перенос). Скорость ветра возрастает от 0,5-1 м/с у поверхности до ~100 м/с на высоте ок. 50-70 км (т. н. суперротация атмосферы В. с периодом 4 земных суток, к-рая установлена по дрейфу неоднородностей вблизи верхней границы облаков, наблюдаемых в УФ-области спектра).

Лит.: Кузьмин А. Д., Mаров M. Я., Физика планеты Венера, M., 1974; Mаров M. Я., Планеты Солнечной системы, M., 1981; Ксанфомалити Л. В., Планета Венера. M., 1985; Venus. Tucson, 1982. M. Я. Маров.

   <<      Предметный указатель      >>