Venēra – Zemes karstā māsa

           

Ar mūsu Saules (S) planetārās sistēmas veidošanos nedaudz jau iepazināmies iepriekšējā SP (2002/3) publicētajā rakstā Merkurs – iznīcībai nolemta planēta. Arī citu planētu pētniecībā pēdējos gados ir gūti daudzi jauni un interesanti sasniegumi.

Otra S tuvākā planēta ir Venēra (V). Lai gantā ir visai īpatnēja, pēc galvenajiem fizikālajiem raksturlielumiem – masa, atmosfēras esamība u.c. – tā ir Zemei (Z) vislīdzīgākā.

 

Venēras vidējais attālums no Saules ir 108,2·106 km (Zeme - 149,6·106 km), t. i., V ir par apmēram 40 miljoniem km tuvāk S nekā Z un līdz ar to saņem gandrīz divas reizes intensīvāku S starojumu, proti, V solarkonstante, t. i., S starojuma (integrālā) plūsma uz V atmosfēras augšējās robežas ir 2,6139 kW/m2, Z tā ir 1,3676 kW/m2; V gads (apriņķojums ap S) ilgst 224,701 Z diennaktis (Z tas ir 365,256 diennaktis); V rotācijas periods ap savu asi ir vienlīdzīgs 243,7 Z diennaktīm (Z šis diennakts garums ir = 23h56m4s,1). Tas nozīmē, ka gada laikā V izdara tikai nepilnu apgriezienu ap savu asi, resp., V gads un apgriešanās ilgums ap asi, ko sauc par diennakts garumu, gandrīz sakrīt, bet, tā kā V rotē ap savu asi pretējā virzienā nekā Z, V diennakts ilgst 116,75 Z diennaktis, resp., sava gada laikā V piedzīvo tikai gandrīz divas dienas un nakts maiņas. Sekas V lēnajai rotācijai ir arī tas, ka V nav magnētiskā lauka vai arī tas ir vismaz 100 000 reižu vājāks par Z magnētisko lauku. Tādēļ V praktiski nav magnetosfēras, kas sagūstītu un novirzītu S vēja lādētās daļiņas; V kustības vidējais ātrums orbītā ap S ir 35 km/s (Z 29,8 km/s); V ekvatoriālais rādiuss = 6051,8 km (Z – 6378,1 km), turklāt tas ir vienlīdzīgs ar V polāro rādiusu, resp., V nav nekāda saspieduma jeb saplacinājuma, kamēr Z tas ir 0,00335; V tilpums = 0,857 no Z tilpuma; V masa = 4,8685·1027 g (0,815 no Z masas = 5,9736·1027 g) un 100 kg smags priekšmets uz V svērtu ap 90 kg; V vidējais blīvums = 5,24 g/cm3 (Z 5,52 g/cm3), kas ļauj secināt, ka V kodols tāpat kā Z sastāv galvenokārt no dzelzs un citiem metāliem, bet mantija un garoza – no silikātiežiem; brīvās krišanas paātrinājums V ir = 887 cm/s2 (Z – 978 cm/s2); otrais kosmiskais ātrums (uz ekvatora) V ir 10,4 km/s (Z – 11,2 km/s); V orbītas ekscentricitāte (elipsoidalitāte) = 0,0067, un tas ir vēl mazāk nekā Z, kurai šis rādītājs ir 0,0167, t. i., V orbīta ir vēl riņķveidīgāka; V ekvatora noliece attiecībā pret orbītas plakni ir 3o24’ (Z tas ir 23o27’), kas nozīmē, ka uz V nevajadzētu pastāvēt sezonālām laika maiņām vai arī tām vajadzētu būt daudz mazāk izteiktām nekā uz Z.

V tās stāvokļa (orbītas) dēļ attiecībā pret S un Z, tāpat kā Mēnesim, ir novērojamas fāžu maiņas.

V atšķirībā no Merkura aptver bieza, ar mākoņiem pieblīvēta atmosfēra, kas pilnīgi aizklāj tās virsmu un padara to nenovērojamu no Z observatorijām. Tā līdz pat pagājušā gadsimta otrajai pusei nebija zināms ne V rotācijas periods, ne arī tās griešanās virziens ap rotācijas asi, un tos izdevās noteikt tikai pēc V radiolokācijas datiem.

Pirmos V radiolokācijas mēģinājumus 1961.gadā gandrīz vienlaikus izdarīja angļu, padomju un amerikāņu zinātnieki, un jau pašā šo eksperimentu sākumā ar radiolokācijas metodi izdevās precizēt ne tikai attālumu līdz V un līdz ar to astronomiskās vienības lielumu, bet iegūt arī datus par V rotācijas ātrumu un virzienu, kā arī noteikt V virsmas vispārīgās īpašības (gludumu, atstarošanas spēju u. c.). Ar pasaulē lielākās radiolokācijas iekārtas palīdzību, kas izveidota, izmantojot vislielāko, lai arī nekustīgo, 300 m diametra Aresibo radioteleskopa spoguli un V visciešākās pietuvināšanās stāvokļus, tika iegūti vairāku Z pievērstu V apgabalu topogrāfiskie attēli ar lineāro izšķirtspēju 10-20 km, kuru pēdējā laikā ir izdevies samazināt līdz 3 km. .

V mākoņi no kosmosa, kā arī uz Z izvietoto lielo teleskopu un labos atmosfēras apstākļos iegūtajos attēlos izskatās kā tumšāku un gaišāku joslu sistēma, kas parasti ir orientēta paralēli planētas ekvatoram (skat. 1. un 2. att.). Reizēm tajos iespējams fiksēt kādas raksturīgas detaļas un izsekot, kā tās pārvietojas pa planētas disku. Tas ļāva noteikt šī mākoņu slāņa aptuveni četras Z diennaktis ilgstošo rotācijas periodu. Tas ir sekas V mākoņu līmenī, apmēram 50-70 km augstumā, valdošajiem pastāvīgajiem vējiem, kas ar apmēram 100 m/s lielu ātrumu pūš planētas rotācijas virzienā. Vēja ātrums pie V virsmas, kā atklājās vēlākajos mērījumos, pateicoties tās ļoti blīvajai atmosfērai, nepārsniedz 0,3-1 m/s.

Taču visu svarīgāko informāciju par V un fizikālajiem apstākļiem uz tās ir snieguši speciāli šīs planētas pētīšanai izgatavotie un uz to nosūtītie kosmiskie aparāti ar to daudzveidīgo instrumentu ekipējumu. Šie aparāti ir veikuši planētas novērojumus gan pārlidojumu režīmā, gan kā V mākslīgie pavadoņi, gan arī kā nolaižamie moduļi. Un to nav bijis mazums.

Pirmie bija PSRS no 1961. līdz 1983. gadam palaistās 16 speciāli V izpētei kostruētās Venera sērijas kosmiskās stacijas. Venera-4 nolaižamais modulis 1967. gadā veica pirmos tiešos V atmosfēras sastāva un meteoapstākļu mērījumus. 1970. gadā V virsmu sasniedza Venera-7. 1975. gadā par pirmajiem V mākslīgajiem pavadoņiem kļuva Venera-9 un Venera-10, bet to nolaižamie moduļi pārraidīja uz Z pirmos V virsmas attēlus utt. V novērojumus pārlidojuma režīmā veica arī PSRS kosmiskās stacijas Vega-1 un Vega-2, kas 1985. gadā tika palaistas Haleja komētas pētījumiem.

Plaši izvērstus V pētījumus veica arī ASV Kosmiskā aģentūra NASA (National Space and Aeronautics Administration – Nacionālā kosmiskā un aeronautikas administrācija). Te var minēt gan Mariner sērijas kosmiskās stacijas Mariner-2 un Mariner-5, kuras attiecīgi 1962. un 1967. gadā pārlidoja V, gan Mariner-10 misiju uz V un Merkuru 1973.-1975. gadā. Arī NASA kosmiskā stacija Galileo, kas tika sūtīta Jupitera pētījumiem, gravitācijas manevra laikā pie V veica daļējus šīs planētas novērojumus.

Taču īpaši var izcelt NASA abas Pioneer-Venus automātiskās starpplanētu stacijas (1978.-1992. g.) un līdzīga mērķa staciju Magellan (1989.-1994. g.), kas veica kompleksus V novērojumus, orbitējot ap to. Šo misiju gaitā tika veikta V virsmas kartografēšana ar radiolokācijas palīdzību un tika iegūtas precīzas visas planētas topografiskās kartes (Pioneer-Venus1 un Magellan), kā arī izdarīti V atmosfēras detalizēti pētījumi ar nolaižamo moduļu palīdzību (skat. 3.-4. att.).

             

            V virsma ir visai līdzena, mazāk deformēta ar lielākiem un mazākiem meteorītu krāteriem nekā Merkurs, Mēness u. c. S sistēmas ķermeņi. Tas, acīmredzot, ir arī V blīvās atmosfēras nopelns, kura pasargā planētas virsmu, meteorītus sadrupinot un sadedzinot jau gaisā. Lielākā V meteorītu izcelsmes krātera diametrs ir ap 280 km (skat. 5. att.).

            V virsmas fotogrāfijas parāda vienmuļas ainavas, kuru raksturīgākā dominante ir tumšāki un gaišāki, sadrupuši un saplaisājuši dažāda izmēra iežu gabali vai iežu plātņu sablīvējumi, kurus vietām klāj smalka grunts. Domājams, ka V ieži ir līdzīgi Z bazaltiem (skat. 6. un 7. att.).

Lielāko V virsmas daļu, ap 75 procentus, aizņem pauguraini līdzenumi, pārējo –plakankalnes un kalni (skat. 8. att.). Izteiksmīgākie V reljefa veidojumi koncentrējušies tās ziemeļu puslodē. Augstāko V kalnu, piemēram, Maksvela kalnu, augstums sasniedz ap 11 km, taču augstuma starpība starp augstāko un zemāko V vietu nepārsniedz 14 km, kas ir mazāk nekā Z. Vairākas pazīmes liecina, ka uz V ir pastāvējusi un joprojām pastāv aktīva tektoniska un vulkāniska darbība. Daži no V reljefa veidojumiem pārsteidz ar milzīgajiem apmēriem (skat. 9.-12. att.).

V atmosfēra pie tās virsmas sastāv galvenokārt no ogļskābās gāzes (CO2, apmēram, 96,5 %) un slāpekļa (N2, apmēram, 3,5 %). Ļoti nedaudz konstatēts arī sēra dioksīda (SO2), argona (Ar), ūdens (H2O), tvana gāzes (CO), hēlija (He),  neona (Ne) u. c. Milzīgais ogļskābās gāzes daudzums (apmēram 400 000 reižu vairāk nekā Z atmosfērā) un pavisam nelielais ūdens tvaiku piejaukums V atmosfērā rada ļoti spēcīgu siltumnīcas efektu, jo neļauj aizplūst no S sakarsētās V virsmas emitētajam siltuma starojumam. Šis starojums tiek absorbēts, un tas ir cēlonis V virsmas ļoti augstajai – gandrīz 500oC (precīzāk, 464oC) - temperatūrai.

V mākoņi, kuru sastāvā ir reģistrēti arī koncentrētas sērskābes (H2SO4) pilieniņi, intensīvi izkliedē S starojumu, tādēļ S disks no V virsmas nav redzams. V debesis ir oranžā  krāsā, bet apgaismojums ir pelēcīgs, apmēram tāds, kādu uz Z varam vērot apmākušās dienās.

Augstā V virsmas temperatūra, lielais atmosfēras spiediens –  ap 90 atm, kas atbilst ūdens spiedienam uz Z 900 m dziļumā, un sērskābes klātbūtne V mākoņos, ne tikai izslēdz jebkādu dzīvības formu iespējamību, bet arī izvirza ļoti augstas prasības uz V nolaižamo aparātu konstrukcijām. Atmosfēras blīvums pie V virsmas ir tikai 15 reižu mazāks par ūdens blīvumu.

Viena no lielākām V mīklām ir ļoti niecīgais ūdens daudzums tās atmosfērā. Aprēķini rāda, ka, izkondensējot tās atmosfērā koncentrētos ūdens tvaikus, ūdens slānīša biezums, kas pārklātu V virsmu, nepārsniegtu 1 cm. Pašos augstākos V atmosfēras slāņos ir konstatēts daudz ūdeņraža (H), un šo H atmosfēru kosmiskie aparāti ir reģistrējuši līdz pat 5 500 km augstumam no V virsmas.

            V pētījumi, protams, nav beigušies. Pašlaik tiem ir ļoti liela nozīme fundamentālas astrofizikas problēmas – planētu kosmogonijas, t. i., planētu sistēmu izcelšanās, veidošanās un evolūcijas izpratnei. Bet nākotnē, kad cilvēcei vajadzēs izmantot citu S sistēmas planētu resursus, šiem pētījumiem jau būs arī tīri praktiska nozīme un vērtība.

            V ir interesanta arī no iespējamu globālu tehnoloģisku un bioloģisku eksperimentu viedokļa. Proti, ir izaicinājums sintezēt tādus mikroorganismus, kas, nonākot V atmosfērā, pakāpeniski, sākot no augšējiem slāņiem, pārstrādātu tur esošo ogļskābo gāzi, atbrīvojot skābekli un sasaistot oglekli. Tādējādi varētu notikt gan V atmosfēras bagātināšana ar skābekli, gan, padarot tās atmosfēru caurspīdīgāku infrasarkanajam starojumam, arī siltumnīcas efekta samazināšana un planētas virsmas atdzesēšana, un līdz ar to V piemērošana apdzīvošanai.

Dažas no V vēl neatminētām mīklām jau tuvākajā laikā centīsies atminēt vismaz trīs dažādu kosmisko aģentūru plānotās starplanētu misijas, proti,  Messenger  (NASA, 2004. g.), kas dosies Merkura pētījumos no tā orbītas un kam paredzami divi V pārlidojumi, Planet-C (ISAS – Institute of Space and Astronautical Sciences – Kosmisko un astronautikas zinātņu institūts, Japāna, 2007. g.), kas tiks nosūtīta uz V un ieies orbitā ap to, lai veiktu ilgstošus novērojumus, un BepiColombo (ESA – European Space Agency – Eiropas kosmiskā aģentūra, 2009. g.), kam paredzēts arī V pārlidojums.