0,25 км.
0,25 км.
Период вращения Венеры 243 суток, вращение обратное (по отношению к движению
планеты вокруг Солнца), угол
между экваториальной плоскостью и плоскостью орбиты меньше 3°. Продолжительность
солнечных суток на Венере 116,8 земных суток; таким образм, за один венерианский год восход
и заход Солнца на планете происходит дважды. Напряжённость собственного магнитного поля
Венеры не превышает 5·10-3 А/м (
земного). Венера окружена плотной атмосферой и облаками.
Эффективная температура Венеры
(228
5)К, интегральное
сферич. альбедо 0,80
0,02.
ИK- яркостная температура близка к эффективной и относится к верх. границе
облаков. Из-за большой оптической плотности атмосферы и облаков поверхность Венеры недоступна
оптич. наблюдениям с Земли. Наиболее крупный вклад в изучение Венеры внесли полёты
космич. аппаратов (советские "Венера-1-16", американские "Маринер-2,
-5, -10", "Пионер-Венера"), радиоастрономия и радиолокация.
Поверхность Венеры преимущественно равнинная (~90%), относительные перепады высот менее 1-2 км. На большие возвышенности приходится ок. 8% поверхности, наиболее крупные - Земля Иштар с горой Максвелл высотой 12 км в северном полушарии (между 60-75° северной широты) и Земля Афродита вблизи экватора (10° сев. широты - 20° юж. широты). Поверхность сложена базальтовыми породами, что вместе с другми фактами свидетельствует о происшедшей дифференциации вещества Венеры на оболочки (кора, мантия, ядро). На поверхности обнаружены чёткие следы ударной бомбардировки (кратеры) и широкомасштабной вулканич. деятельности. Тектонич. процессы на Венере, 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 северного полушария Венеры (примерно от 30° с. ш. до полюса) с разрешением 1-2 км и выявлены характерные особенности рельефа.
Осн. составляющие атмосферы Венеры: 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 Венеры и Земли.
Температура атмосферы у поверхности
Венеры (на уровне ср. радиуса) 740 К, давление 9,5 МПа (93,8 атм), плотность газа
в 70 раз больше, чем в земной атмосфере. Атмосфера Венеры от поверхности до 50 км
(на широтах 
50°) близка к адиабатической со ср. градиентом температуры ок. 8К/км. Суточные
колебания температуры у поверхности менее 1 К, выше тропопаузы (y60 км) 15 К. Cp.
температура тропопаузы 275 К (до широты 50°), 225 К (65- 80°), 245 К (у
полюса, где её высота примерно на 5 км меньше).
СТОЯЧАЯ ВОЛНА В АТМОСФЕРЕ ВЕНЕРЫ
Астрофизики из Японии, занимающиеся изучением солнечной системы в рамках проекта «Akatsuki», зафиксировали сильные возмущения на поверхности Венеры. Они опубликовали свои данные в статье журналу «Nature Geoscience», где представили снимки неимоверно гигантской стоячей, то есть имеющей нулевую скорость относительно поверхности, атмосферной волны на Венере. Данное образование располагается в верхних слоях газовой «атмосферы» планеты. Исследователи пояснили, что крупное светлое облако, размеры которого превышают 10 тысяч километров в самом широком месте, имеет форму дуги и находится в состоянии покоя относительно поверхности Венеры. |
В страто-мезосфере Венеры от тропопаузы до 85 км температурный градиент составляет 3,5 К/км и около нуля
в мезопаузе (на выс. 90-100 км при температуре 175-180 К). Выше этого уровня на
дневной стороне находится термосфера, где за счёт прямого поглощения солнечной
УФ- и рентг. радиации температура возрастает до 300 К (т. н. экзосферная температура),
а на ночной стороне - криосфера с температурой 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 основная составляющая - О, ещё выше - Не. Особенно
значит, изменения концентрации этих компонентов происходят у терминатора. Ионосфера
Венеры 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 свыше 3000 км со средней концентрацией электронов 500 - 1000 см-3,
основной ион - O+. Отмечаются локальные максимумы на высотах 120 и 140 км, где плотность электронов
может возрастать в 5-10 раз. Состав и содержание ионов в ионосфере Венеры подвержены
сущестВенеры суточным вариациям.
Высокая температуpa атмосферы у поверхности объясняется действием парникового эффекта: около 3% солнечного излучения достигает поверхности и нагревает её (освещённость у поверхности в полдень свыше 10 тыс. люкс), а сильная непрозрачность для собственного ИК-излучения плотной атмосферы и облачного слоя препятствует остыванию поверхности. Наряду с парниковым механизмом важную роль в тепловом режиме Венеры (выравнивании температуры 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 Венеры с периодом 4 земных суток, к-рая установлена по дрейфу неоднородностей вблизи верхней границы облаков, наблюдаемых в УФ-области спектра).
M. Я. Маров.
|
|
 |
