Венера (планета)

Определение "Венера (планета)" в Большой Советской Энциклопедии

Венера, вторая по расстоянию от Солнца и ближайшая к Земле планета Солнечной системы, астрономический знак . Венера (планета) 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 Венера (планета) 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). Венера (планета) — наиболее яркое (после Солнца и Луны) светило земного неба. В максимуме блеска она достигает — 4,4 звёздной величины, фазы Венера (планета) (открыты Г. Галилеем в 1610) люди с исключительно хорошим зрением могут заметить невооруженным глазом. Угловой диаметр Венера (планета) во время нижнего соединения достигает 64». Согласно наземным радиолокационным наблюдениям, средний радиус Венера (планета) составляет 6050 ± 0,5 км, а отклонения от сферичности ±3 км, масса  массы Солнца, 0,9528 массы Земли.

При наблюдениях с Земли Венера (планета) 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 Венера (планета) установлено впервые М. Венера (планета) Ломоносовым при наблюдениях прохождения её по диску Солнца в 1761.

В атмосфере Венера (планета) 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 Венера (планета) 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 Венера (планета) 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 Венера (планета)

Прямые измерения, впервые проведённые 18 октября 1967 в нижней атмосфере Венера (планета) 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 Венера (планета) 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 Венера (планета) 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 Венера (планета) Венера (планета), Планета Венера, М., 1965; Кузьмин А. Д., Радиофизические исследования Венеры, М., 1967; Мороз Венера (планета) И., Физика планет, М., 1967; Брандт Дж., Ходж П., Астрофизика солнечной системы, пер. с англ., М., 1967.
Г. А. Лейкин