VENÜS (GEZEGEN): KEŞIF, ÖZELLIKLER, KOMPOZISYON, YÖRÜNGE - ARTE - 2025

Venüs , güneş sisteminde Güneş'e en yakın ikinci gezegendir ve boyut ve kütle olarak Dünya'ya en çok benzeyen gezegendir. Güneş ve Ay'dan sonra en parlak olan güzel bir yıldız olarak görülebilir. Bu nedenle eski çağlardan beri gözlemcilerin ilgisini çekmiş olması şaşırtıcı değildir.

Venüs yılın belirli zamanlarında günbatımında ve diğerlerinde gün doğumunda ortaya çıktığı için, eski Yunanlılar bunların farklı bedenler olduğuna inanıyorlardı. Sabah yıldızı olarak ona Fosfor adını verdiler ve akşam göründüğünde Hesperus'du.

Şekil 1. Venüs gezegeninin fotoğrafı, sol üstte, Ay'ın yanında. Kaynak: Pixabay.

Daha sonra Pisagor, onun aynı yıldız olduğuna dair güvence verdi. Bununla birlikte, M.Ö. 1600'lerde Babil'in antik gökbilimcileri, İştar adını verdikleri akşam yıldızının şafakta gördükleriyle aynı olduğunu zaten biliyorlardı.

Romalılar da sabah ve akşam görüntülerine farklı isimler vermeye devam etseler de biliyorlardı. Ayrıca Maya ve Çinli gökbilimciler Venüs'ün gözlemlerinin kayıtlarını bıraktılar.

Her antik medeniyet ona bir isim vermiş, ancak sonunda Venüs adının galip gelmesine rağmen, Roma aşk ve güzellik tanrıçası, Yunan Afrodit ve Babil İştarına eşdeğerdir.

Teleskopun gelişiyle Venüs'ün doğası daha iyi anlaşılmaya başlandı. Galileo, evrelerini 17. yüzyılın başlarında gözlemledi ve Kepler, 6 Aralık 1631 için bir geçiş öngördüğü hesaplamaları yaptı.

Geçiş, gezegenin Güneş'in önünden geçerken görülebileceği anlamına gelir. Bu şekilde Kepler, Venüs'ün çapını belirleyebileceğini biliyordu, ancak öngörüsünün gerçekleştiğini görmeden öldü.

Daha sonra 1761'de bu geçişlerden biri sayesinde bilim adamları Dünya-Güneş mesafesini 150 milyon kilometrede ilk kez tahmin edebildiler.

Venüs'ün genel özellikleri

Şekil 2. Venüs'ün görkemli dönme hareketinin radarla oluşturulmuş görüntüler aracılığıyla canlandırılması. Venüs'ü çevreleyen kalın bulut örtüsü nedeniyle doğrudan Venüs görüntülerini elde etmek kolay değildir. Kaynak: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Boyutları Dünya'dakine çok benzemekle birlikte, Venüs misafirperver bir yer olmaktan uzaktır, çünkü başlangıçta yoğun atmosferi% 95 karbondioksitten oluşur, geri kalanı nitrojendir. ve eser miktarda diğer gazlar. Bulutlar, sülfürik asit damlacıkları ve küçük kristal katı parçacıkları içerir.

Bu nedenle Güneş'e en yakın olmasa da güneş sistemindeki en sıcak gezegendir. Karbondioksit bakımından zengin kalın atmosferin neden olduğu belirgin sera etkisi, yüzeydeki aşırı sıcaklıktan sorumludur.

Venüs'ün diğer bir ayırt edici özelliği de yavaş, geriye dönük dönüşüdür. Bir gezgin, güneşin batıdan doğduğunu ve doğuda battığını gözlemlerdi, bu da radar ölçümleri sayesinde keşfedildi.

Dahası, yeterince uzun süre kalabilseydi, farazi gezgin, gezegenin kendi ekseni etrafında dönmesinin Güneş'in etrafında dönmekten daha uzun sürdüğünü fark edince çok şaşırırdı.

Venüs'ün yavaş dönüşü gezegeni neredeyse mükemmel bir şekilde küresel hale getirir ve aynı zamanda güçlü bir manyetik alanın yokluğunu da açıklar.

Bilim adamları, gezegenlerin manyetik alanının erimiş metal çekirdeğin hareketiyle ilişkili dinamo etkisinden kaynaklandığına inanıyor.

Bununla birlikte, Venüs'ün zayıf gezegen manyetizması, Güneş'in sürekli olarak her yöne yaydığı yüklü parçacıkların akışı olan üst atmosfer ile güneş rüzgarı arasındaki etkileşimden kaynaklanmaktadır.

Manyetosferin eksikliğini açıklamak için bilim adamları, Venüs'ün erimiş metalik bir çekirdeğe sahip olmaması veya buna sahip olabileceği gibi olasılıkları göz önünde bulundururlar, ancak bu ısı, içeriye konveksiyonla taşınmaz, bu da bunun varlığı için gerekli bir koşuldur. dinamo etkisi.

Gezegenin temel fiziksel özelliklerinin özeti

-Kütle: 4,9 × 10 ²⁴ kg

Ekvator yarıçapı : 6052 km veya Dünya'nın yarıçapının 0,9 katı.

-Shape: neredeyse mükemmel bir küre.

-Güneş'e olan ortalama mesafe: 108 milyon km.

- Yörünge eğimi : Dünya'nın yörünge düzlemine göre 3.394º.

-Sıcaklık: 464ºC .

Yerçekimi: 8.87 m / s ²

-Kendi manyetik alan: zayıf, 2 nT yoğunluk.

-Atmosfer: evet, çok yoğun.

-Yoğunluk: 5243 kg / m ³

Uydular: 0

-Halkalar: yok.

Çeviri hareketi

Tüm gezegenler gibi, Venüs de eliptik, neredeyse dairesel bir yörünge biçiminde Güneş etrafında öteleme hareketine sahiptir.

Bu yörüngedeki bazı noktalar, Venüs'ün Dünya'ya diğer herhangi bir gezegenden çok daha fazla yaklaşmasına neden oluyor, ancak çoğu zaman aslında bizden oldukça uzakta geçiyor.

Şekil 3. Venüs'ün Güneş (sarı) etrafındaki öteleme hareketi, Dünya'nınkine (mavi) kıyasla. Kaynak: Wikimedia Commons. Orijinal simülasyonun yazarına çok teşekkürler Lookang = Todd K. Timberlake Easy Java Simulation kitabının yazarı = Francisco Esquembre Yörüngenin ortalama yarıçapı yaklaşık 108 milyon kilometredir, bu nedenle Venüs Güneş'e yaklaşık% 30 daha yakındır. Dünya. Venüs'te bir yıl 225 Dünya günü sürer, çünkü bu, gezegenin tam bir yörünge oluşturması için gereken süredir.

Venüs hareket verileri

Aşağıdaki veriler kısaca Venüs'ün hareketini açıklamaktadır:

-Yörüngenin ortalama yarıçapı: 108 milyon kilometre.

- Yörünge eğimi : Dünya'nın yörünge düzlemine göre 3.394º.

Eksantriklik: 0.01

- Ortalama yörünge hızı : 35.0 km / s

- Transfer süresi: 225 gün

- Rotasyon süresi: 243 gün (retrograd)

- Güneş günü: 116 gün 18 saat

Venüs ne zaman ve nasıl gözlemlenir?

Venüs'ün gece gökyüzünde bulunması çok kolaydır; Sonuçta, Ay'dan sonra gece gökyüzündeki en parlak nesnedir, çünkü onu kaplayan yoğun bulut tabakası güneş ışığını çok iyi yansıtır.

Venüs'ü kolayca bulmak için, birçok özel web sitesinden birine başvurmanız yeterlidir. Tam konumunuzu sağlayan akıllı telefon uygulamaları da vardır.

Venüs Dünya'nın yörüngesinde olduğundan, onu bulmak için Güneş'i aramanız, şafaktan önce doğuya veya gün batımından sonra batıya bakmanız gerekir.

Aşağıdaki şemaya göre, gözlem için en uygun an, Venüs'ün Dünya'dan görülen en düşük kavuşum ile maksimum uzama arasında olduğu andır:

Şekil 4. Yörüngesi Dünya'nın iç kısmında olan bir gezegenin birleşimi. Kaynak: Dummies için Astronomi.

Venüs alt kavuşumda olduğunda, Dünya'ya daha yakındır ve Dünya'dan görülen Güneş'le oluşturduğu açı - uzama - 0º'dir. Öte yandan, üstün kavuşumda olduğu zaman Güneş görünmesine izin vermez.

Umarım Venüs yapay aydınlatma olmadan güpegündüz gün ışığında görülebilir ve çok karanlık gecelerde gölge yapabilir. Yıldızlardan ayırt edilebilir çünkü parlaklığı sabittir, oysa yıldızlar yanıp söner veya parlar.

Galileo, Ay ve Merkür gibi Venüs'ün de aşamalardan geçtiğini fark eden ilk kişiydi, böylece Kopernik'in Güneş'in Güneş sisteminin merkezi olduğu fikrini doğruladı.

Şekil 5. Venüs'ün evreleri. Kaynak: Wikimedia Commons. türev çalışma: Quico (talk) Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 Haziran 2006 (UTC).

Dönen hareket

Venüs, Dünya'nın kuzey kutbundan görüldüğü gibi saat yönünde döner. Uranüs ve bazı uydular ve kuyruklu yıldızlar da aynı yönde dönerken, Dünya dahil diğer büyük gezegenler saat yönünün tersine dönüyor.

Ek olarak, Venüs dönüşünü gerçekleştirmek için zaman ayırır: 243 Dünya günü, tüm gezegenler arasında en yavaş olanı. Venüs'te bir gün bir yıldan uzun sürer.

Venüs neden diğer gezegenlerin yaptığı gibi ters yönde dönüyor? Muhtemelen başlangıçta, Venüs diğer herkesle aynı yönde hızla dönüyordu, ancak değişmesi için bir şeyler olmuş olmalı.

Bazı bilim adamları, Venüs'ün uzak geçmişinde başka bir büyük gök cismi ile yarattığı felaket etkisinden kaynaklandığına inanıyor.

Bununla birlikte, matematiksel bilgisayar modelleri, kaotik atmosferik gelgitlerin gezegenin katılaşmamış mantosunu ve çekirdeğini etkileyerek dönme yönünü tersine çevirme olasılığını öne sürüyor.

Her iki mekanizma da erken güneş sisteminde gezegenin stabilizasyonu sırasında bir rol oynamış olabilir.

Venüs üzerindeki sera etkisi

Venüs'te açık ve net günler yoktur, bu nedenle bir yolcunun gün doğumu ve gün batımını gözlemlemesi çok zor olacaktır, bu genellikle gün olarak bilinir: güneş günü.

Güneşten gelen çok az ışık onu yüzeye çıkarır, çünkü% 85'i bulut örtüsünden yansıtılır.

Güneş radyasyonunun geri kalanı, alt atmosferi ısıtmayı başarır ve yere ulaşır. Daha uzun dalga boyları, sera etkisi olarak bilinen bulutlar tarafından yansıtılır ve korunur. Bu, Venüs'ün kurşunu eritebilen sıcaklıklara sahip devasa bir fırın haline gelmesinin nedenidir.

Venüs'ün hemen hemen her yeri bu kadar sıcaktır ve eğer bir yolcu buna alışırsa, 15 kilometrelik büyük bulut katmanının neden olduğu deniz seviyesindeki Dünya'dakinden 93 kat daha fazla olan muazzam atmosferik basınca dayanması gerekir. kalınlık.

Sanki bu yeterli değilmiş gibi, bu bulutlar sülfür dioksit, fosforik asit ve oldukça aşındırıcı sülfürik asit içerirler, hepsi de çok kuru bir ortamda su buharı olmadığından, atmosferde sadece küçük bir miktar.

Dolayısıyla, bulutlarla kaplı olmasına rağmen, Venüs tamamen kurak ve bilim kurgu yazarlarının 20. yüzyılın ortalarında tasavvur ettikleri yemyeşil bitki örtüsü ve bataklıklarla dolu bir gezegen değil.

Venüs üzerindeki su

Pek çok bilim adamı, Venüs'ün okyanuslarda sulara sahip olduğu bir zaman olduğuna inanıyor, çünkü atmosferinde az miktarda döteryum bulmuşlar.

Döteryum, oksijenle birleşerek ağır su denilen bir hidrojen izotopudur. Atmosferdeki hidrojen kolayca uzaya kaçar, ancak döteryum geride artıklar bırakma eğilimindedir, bu da geçmişte su olduğuna dair bir gösterge olabilir.

Ancak gerçek şu ki Venüs bu okyanusları - eğer varsa - yaklaşık 715 milyon yıl önce sera etkisiyle kaybetti.

Etki, ısıyı kolayca hapseden bir gaz olan karbondioksitin yüzeyde bileşikler oluşturmak yerine atmosferde yoğunlaşarak suyun tamamen buharlaşıp birikmeyi durdurması nedeniyle başladı.

Şekil 6. Venüs üzerindeki sera etkisi: karbondioksit bulutları ısıyı korur ve yüzeyi ısıtır. Kaynak: Wikimedia Commons. Orijinal yükleyici İspanyol Wikipedia'da Lmb idi. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Bu arada yüzey o kadar ısındı ki, kayalardaki karbon süblimleşti ve atmosferik oksijenle birleşerek daha fazla karbondioksit oluşturdu ve durum kötüleşene kadar döngüyü ateşledi.

Pioneer Venüs misyonunun sağladığı bilgilere göre, şu anda Venüs hidrojen kaybetmeye devam ediyor, bu yüzden durumun tersine dönmesi olası değil.

Kompozisyon

Sismik ekipman aşındırıcı yüzeyde uzun süre hayatta kalmadığından ve sıcaklık kurşunu eritmek için yeterli olduğundan, gezegenin bileşimi hakkında çok az doğrudan bilgi vardır.

Venüs'ün atmosferinde karbondioksitin baskın olduğu bilinmektedir. Ayrıca kükürt dioksit, karbon monoksit, azot, helyum, argon ve neon gibi asal gazlar, eser miktarda hidrojen klorür, hidrojen florür ve karbon sülfür tespit edilmiştir.

Kabuk silikatlarda bol miktarda bulunurken, çekirdek kesinlikle Dünya'daki gibi demir ve nikel içerir.

Venera probları, Venüs'ün yüzeyinde silikon, alüminyum, magnezyum, kalsiyum, kükürt, manganez, potasyum ve titanyum gibi elementlerin varlığını tespit etti. Ayrıca muhtemelen pirit ve manyetit gibi bazı demir oksitler ve sülfitler de vardır.

İç yapı

Şekil 7. Venüs'ün gezegenin katmanlarını gösteren kesiti. Kaynak: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Venüs'ün yapısı hakkında bilgi edinmek, gezegenin koşullarının o kadar düşmanca olduğu ve aletlerin kısa sürede çalışmayı bıraktığı düşünüldüğünde bir başarıdır.

Venüs kayalık bir iç gezegendir ve bu, yapısının temelde Dünya'nınki ile aynı olması gerektiği anlamına gelir, özellikle de her ikisinin de gezegenimsi bulutsunun aynı bölgesinde oluştuğu ve güneş sistemine yol açtığı dikkate alındığında.

Bilindiği kadarıyla Venüs'ün yapısı şunlardan oluşur:

-Venüs durumunda yaklaşık 3000 km çapında olan ve katı bir kısım ve bir erimiş kısımdan oluşan bir demir çekirdek.

- 3000 km kalınlığında ve yeterli sıcaklığa sahip olan manto, erimiş elementlerin bulunması için.

-10 ila 30 km arasında değişen kalınlığa sahip kabuk, çoğunlukla bazalt ve granit.

jeoloji

Venüs, Magellan sondasından elde edilen veriler kullanılarak en ayrıntılı olan radar haritaları kullanılarak oluşturulmuş görüntülerle kanıtlandığı üzere kayalık ve kurak bir gezegendir.

Bu gözlemler, söz konusu sonda tarafından gerçekleştirilen altimetre ile teyit edildiği üzere, Venüs'ün yüzeyinin nispeten düz olduğunu göstermektedir.

Genel anlamda, Venüs'te birbirinden iyi ayırt edilmiş üç alan vardır:

Alçak araziler

-Depozisyon düzlükleri

Highlands

Yüzeyin% 70'i volkanik kökenli ovalar,% 20'sini ovalar ve kalan% 10'u yaylalar oluşturuyor.

Merkür ve Ay'ın aksine çok az çarpma krateri vardır, ancak bu, göktaşlarının Venüs'e yaklaşamayacağı anlamına gelmez, ancak atmosferin gelenleri parçalayan bir filtre gibi davrandığı anlamına gelir.

Öte yandan, volkanik aktivite muhtemelen eski etkilerin kanıtlarını sildi.

Volkanlar Venüs'te, özellikle Hawaii'de bulunanlar gibi alçak ve büyük kalkan tipi yanardağlarda bol miktarda bulunur. Bu yanardağlardan bazılarının aktif kalması muhtemeldir.

Yeryüzünde olduğu gibi plaka tektoniği olmasa da faylar, kıvrımlar ve çatlak tipi vadiler (kabuğun deformasyona uğradığı) gibi çok sayıda kaza vardır.

Sıradağlar da var: en belirgin olanı Maxwell Dağları'dır.

Terrae

Venüs'te kıtaları birbirinden ayıracak okyanuslar yok, ancak terra denen geniş platolar var - çoğul terrae - öyle sayılabilir. İsimleri farklı kültürlerdeki aşk tanrıçalarıdır ve bunların başlıcaları şunlardır:

-Ishtar Terra, Avustralya genişliğinden Fizikçi James Maxwell'in adını taşıyan, tam olarak Maxwell Dağları'nı çevreleyen büyük bir çöküntüye sahiptir. Maksimum yükseklik 11 km'dir.

-Aphrodite Terra çok daha geniş, ekvator yakınlarında yer almaktadır. Büyüklüğü Güney Amerika veya Afrika'nınkine benzer ve volkanik aktivite kanıtı gösterir.

Şekil 8. Aphrodite Terra'nın Venüs'teki topografik haritası. Kaynak: Wikimedia Commons. Martin Pauer (Güç) / Kamu malı.

Venüs'e Görevler

Hem Amerika Birleşik Devletleri hem de eski Sovyetler Birliği, 20. yüzyılın ikinci yarısında Venüs'ü keşfetmek için insansız görevler gönderdi.

Bu yüzyıla kadar, Avrupa Uzay Ajansı ve Japonya'nın misyonları eklendi. Gezegenin zorlu koşulları nedeniyle bu hiç de kolay bir iş olmadı.

Tarak kabuğu

Venüs'ün başka bir adı olan Venera uzay görevleri, 1961'den 1985'e kadar eski Sovyetler Birliği'nde geliştirildi. Bunlardan ilki Venera 7 olmak üzere 1970 yılında toplam 10 sonda gezegenin yüzeyine ulaşmayı başardı.

Venera misyonu tarafından toplanan veriler, atmosferin sıcaklık, manyetik alan, basınç, yoğunluk ve kompozisyon ölçümlerinin yanı sıra siyah beyaz (1975'te Venera 9 ve 10) ve daha sonra renkli (1981'de Venera 13 ve 14) görüntüleri içerir. ).

Şekil 9. Venera probunun kopyası. Kaynak: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Diğer şeylerin yanı sıra, bu sondalar sayesinde Venüs atmosferinin ağırlıklı olarak karbondioksitten oluştuğu ve üst atmosferin hızlı rüzgarlardan oluştuğu öğrenildi.

Denizci

Mariner misyonu birkaç araştırma başlattı, bunlardan ilki 1962'de Mariner 1 idi ve başarısız oldu.

Ardından Mariner 2, gezegenin atmosferinden veri toplamak, manyetik alanın yoğunluğunu ve yüzey sıcaklığını ölçmek için Venüs'ün yörüngesine ulaşmayı başardı. Ayrıca gezegenin geriye dönük dönüşünü de not etti.

Mariner 10, Merkür ve Venüs'ten yeni ve heyecan verici bilgiler getiren, 1973'te başlatılan bu görevdeki son araştırmaydı.

Bu sonda, yüzeyden yaklaşık 5760 km mesafeden çok yakından geçtiği için 3000 mükemmel çözünürlüklü fotoğraf elde etmeyi başardı. Ayrıca Venüs bulutlarının videosunu kızılötesi spektrumda iletmeyi başardı.

Öncü Venüs

1979'da bu görev, gezegenin yörüngesindeki iki sondadan radar aracılığıyla Venüs yüzeyinin eksiksiz bir haritasını gerçekleştirdi: Pioneer Venüs 1 ve Pioneer Venüs 2. Atmosfer çalışmaları yapmak, manyetik alanı ölçmek ve spektrometri yapmak için ekipman içeriyordu. ve dahası.

Macellan

NASA tarafından 1990 yılında uzay mekiği Atlantis aracılığıyla gönderilen bu sonda, yüzeyin çok ayrıntılı görüntülerinin yanı sıra gezegenin jeolojisi ile ilgili büyük miktarda veri elde etti.

Bu bilgi, Venüs'ün daha önce de belirtildiği gibi plaka tektoniğinden yoksun olduğu gerçeğini doğrulamaktadır.

Şekil 10. Magellan sondası Kennedy Uzay Merkezine fırlatılmasından kısa bir süre önce. Kaynak: Wikimedia Commons.

Venüs Ekspresi

Avrupa Uzay Ajansı'nın Venüs'e yaptığı ilk görevdi ve 2005'ten 2014'e kadar sürdü ve 153'ü yörüngeye ulaştı.

Görev, yıldırım şeklinde bol miktarda elektriksel aktivite tespit ettikleri atmosferi incelemek, sıcaklık haritaları yapmak ve manyetik alanı ölçmekten sorumluydu.

Sonuçlar, yukarıda açıklandığı gibi Venüs'ün uzak geçmişte suya sahip olabileceğini ve ayrıca ince bir ozon tabakası ve atmosferik kuru buzun varlığını bildirdiğini gösteriyor.

Venüs Ekspresi ayrıca sıcaklığın diğer yerlerden daha da yüksek olduğu sıcak noktalar olarak adlandırılan yerleri tespit etti. Bilim adamları, magmanın derinliklerinden yüzeye çıktığı yerler olduklarına inanıyorlar.

Akatsuki

Gezegen-C olarak da adlandırılan bu, Venüs'e yönelik ilk Japon sondası olarak 2010 yılında fırlatıldı. Ekvator civarında çok daha hızlı olan atmosfer ve rüzgar hızının yanı sıra spektroskopik ölçümler yaptı.

Şekil 11. Sanatçının Venüs keşfi için Japon Akatsuki sondasını temsili. Kaynak: Wikimedia Commons aracılığıyla NASA.

Referanslar

1. Bjorklund, R. 2010. Uzay! Venüs. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Güneş Sistemi: Güneş, Merkür ve Venüs. Chelsea Evi.
3. Britannica. Venüs, gezegen. Britannica.com'dan kurtarıldı.
4. Hollar, S. Güneş Sistemi. İç Gezegenler. Britannica Eğitim Yayınları.
5. Tohumlar, M. 2011. Güneş Sistemi. Yedinci Baskı. Cengage Learning.
6. Vikipedi. Venüs Jeolojisi. Es.wikipedia.org adresinden kurtarıldı.
7. Vikipedi. Venüs (gezegen). Es.wikipedia.org adresinden kurtarıldı.
8. Vikipedi. Venüs (gezegen). En.wikipedia.org adresinden kurtarıldı.