Разстояния до най-близките звезди

Читател
-
0
Разстояния до най-близките звезди

Скалата на разстоянията в астрономията в последна сметка се опира на стойността на астрономическата единица — разстоянието между Земята и Слънцето. Ето защо ние ще разкажем накратко за методите за определянето на тази величина.
Най-старият метод е определянето на денонощния паралакс на Слънцето и планетите. Като наблюдаваме Слънцето при изгрев и в залез, ние гледаме към него от различни точки в пространството; по разликата в неговите небесни координати може да се определи разстоянието до него. Задачата се свежда до решаването на един триъгълник, на който е известна основата и двата прилежащи ъгъла, които, разбира се, са много близки до 90°.

List of objects in the solar system
На пръв поглед изглежда, че е най-просто да се измери пара-лактичното преместване на Слънцето по небесната сфера непосредствено, при наблюдението му от две различни точки от земната повърхност. Очевидно е, че то ще бъде най-голямо при измерване на различните положения на Слънцето върху небето от две точки, намиращи се на двата края на един земен диаметър. Но дори и този ъгъл е много малък — само около 18″. Освен това поради голямата яркост на Слънцето и поради нагряването от него на инструмента, а и поради невидимостта на звездите през деня тези измервания са много неточни. Ето защо още преди три века е бил предложен друг метод. Той се базира на това, че относителните разстояния между телата в Слънчевата система, изразени в части от разстоянието между Земята и Слънцето, са добре известни. Те могат да се определят по третия закон на Кеплер, който гласи, че квадратите на времената за обикалянето на планетите около Слънцето се отнасят помежду си, както кубовете на големите полюси на техните орбити; при това за единици се използуват годината и разстоянието от Земята до Слънцето. Орбиталните периоди и взаимното разположение на планетите по техните орбити лесно се определят от наблюдения, така че винаги може да се нарисува точният план на Слънчевата система за който и да е момент. Достатъчно е да се определи разстоянието между кои да са две тела в нея, за да се получи мащабът на плана, а по този начин — и астрономическата единица. Положението на планетите може да се измери много по-точно, отколкото положението на Слънцето, защото това може да се прави нощем, по отношение на «неподвижните» звезди. Този, както и други „астрономически“, тук направо ще кажем, че всички те сега представляват’само исторически интерес.

closest star
Измерванията, извършени в Русия, САЩ и Англия, вече отдавна дадоха за разстоянието до Слънцето 149 600 000 км, на което съответствува стойност на паралакса на Слънцето 8 ,7940. Тази точност е напълно достатъчна за нуждите на астрономията, но даже тя би трябвало още да се повиши за потребностите на космонавтиката. (Ако при пресмятането на траекториите на нашите автоматични станции, които се спускаха на Венера, бе използвана стойността на астрономическата единица, получена само с астрономически методи,то това би могло да доведе до отклонение, равно на три пъти радиуса на Венера.) Изследвания извършените в САЩ радиолокационни наблюдения на Венера и Марс и данните от оптичните наблюдения дават за астрономичеката единица стойността 149597 870, 5 ± 1,6 км. За получаването на тази фантастична точност се наложи да се вземат под внимание най-новите определяния на скоростта на светлината.
Разстоянието от Земята до Слънцето служи за базис при определянето на годишният ригонометричен паралакс на звездите, т. е. на ъгъла, под който от една звезда се вижда радиусът на земната орбита. Положението на звездите по небесната сфера би трябвало вследствие обикалянето на Земята около Слънцето да се изменя с период от една година и още на Коперник му е било ясно, че откриването на това паралактично преместване на звездите би било най-нагледното доказателство за движението на Земята около Слънцето. Напразно обаче ослепелият Галилей чакал учениците му да открият това преместване. При търсенето на паралакса англичанинът Джон Брадли през 1728 г. е открил аберацията на светлината (което също може да служи като доказателство за обикалянето на Земята около Слънцето), а след това и нутацията, годишният паралакс на звездите обаче бил открит едва през 1837 — 1840 г. почти едновременно в Русия, Германия и Африка. Този път било измервано не абсолютното изменение на координатите на звездата, а нейното преместване по отношение на по-слаби и следователно, средно взето, по-далечни звезди (метод, предложен още от Галилей),което може да се измери по- точно.Разбира се, да се разчита на успех е било възможно само в случай, че за измерването на паралакса наистина са избрани достатъчно близки звезди. В. Струве в Дерпт (сега Тарту) е избрал Вега поради нейния голям блясък, Бесел в Кьонигсберг — звездата 61 от Лебед поради нейното голямо собствено движение, а Хендерсон на нос Добра надежда — а от Кентавър, която едновременно е и светла, и има голямо собствено движение. Пръв получил резултат Струве. Изборът на Хендерсон се оказал най-добър: сега знаем, че ярките звезди могат да бъдат и свръх-гиганти, намиращи се на много големи разстояния. Звезда с паралакс, по-голям от паралакса на а от Кентавър, не е открита и досега. Тази звезда е най-близката до нас.
Определянето на паралакса на звездите е второто или третото по значение събитие в историята па астрономията. То доказа, че звездите са далечни слънца, светещи така слабо само поради безкрайната си отдалеченост.
Ако годишният паралакс на една звезда е известен, то разстоянието до нея г елесно да се определи.

Тук а е разстоянието от Земята до Слънцето — астрономическата единица (а. е.). Паралаксът не надвишава 1″ и синусът на малкия ъгъл може да се замени със самия ъгъл в радиани:

Ясно е обаче, че е много неудобно да се изразяват гигантските звездни разстояния в километри. Много малко по-добра е и астрономическата единица. В звездната астрономия общоприета единица за разстояние е парсекът (пс) — име, което е съставено от две думи: паралакс и секунда. Тя е била предложена през 1912 г. от X. Търнър, един от създателите на фотографската астрометрия. На разстояние 1 пс се намира звезда, чийто паралакс е равен на 1 секунда. В парсеци разстоянието се изразява много лесно чрез паралакса:

От определението следва, че 1 пс = 206 265 а. е. = 3, 08.1016 м.

Килопар Секът (кпс) е равен на 1000 пс, 1000 кпс = 1 мегапарсек (мпс).Светлинната година се употребява изключително в полярната литература: 1 пс =3, 259 св. г. Най-близката звезда — а от Кентавър — се намира на разстояние 1, 32 пс и нейният паралакс е равен на 0″,75.
Всъщност най-близката до нас звезда е третата компонента на тройната система а от Кентавър. Тя така се и нарича — Проксима („Най-близка“) от Кентавър.Светлата жълта звезда а от Кентавър е трета по блясък на земното небе (след Сириус и Канопус; рядко се употребява друго нейно име — Ригел от Кентавър, т.е. Кракът на Кентавъра) и в същност се състои от две компоненти, намиращи се на разстояние една от друга 18″. Едната от тях е като близнак на Слънцето, а другата — по-червеникава и по-слаба. На разстояние, равно на почти два градуса от тази двойка, има много червена слаба звездичка от 11-а величина. Тя участва в движението на системата а от Кентавър и може би обикаля около нея с период десетки хиляди години. И тъкмо тази Звездица е с 0, 01 парсек по-близо до нас, отколкото а от Кентавър.Съвременната техника за определяне на паралаксите е разработена предимно от Я. Каптейн и Ф. Шлезингер в началото на нашия век. В продължение на няколко години с дълго фокусен астрограф получават една-две дузини снимки и с помощта на измерителни машини намират преместването на изучаваната звезда по отношение на по-слаби и следователно средно по-отдалечени звезди. Ако все пак сред тях се случи някоя близка звезда, която също има голям паралакс, това се открива при решаването на уравненията; такава звезда се изключва и решаването се повтаря. Обикновената точност при определянето на паралакса е 0″,01. С цената на извънредно голяма изобретателност(автоматично измерване, специално подбиране на епохите на снимките, увеличаване на броя на опорните зведи) в последно време тази грешка е сведена до 0″,004 — 0″,005. Досега най-добрата точност дават големите астрографи; рефлекторите, които са по-капризни, им отстъпват в това отношение.
Сега са известни тригонометричните паралакси на около шест хиляди звезди, намиращи се на не повече от 100 пс от Слънцето, но даже до разстояние 20 пс са познати паралаксите само на 1050 звезди, което е не повече от 25% от вероятния техен брой. За да се намерят останалите, трябва да се търсят звезди с голямособствено движение.
Сто парсека представляват само една стотна част от разстоянието до центъра наГалактиката. Геометричните методи обаче вършат работа и на значително по-големиразстояния. Един от тях използва преместването на Слънцето в пространството, което води до бавно изменение на координатите на звездите. Само за достатъчноголяма група звезди е възможно да се различи това преместване измеждуизмененията, предизвикани от хаотичното движение на самите звезди впространството. Ясно е, че този среден, или наричан още статистически паралакссе определя най-точно, ако такава една група от звезди се намира на разстояниеоколо 90° от апекса — точката от небесната сфера, към която е насоченодвижението на Слънцето.
Също така може да се използва и обстоятелството, че собственото движение —преместването на една звезда по небесната сфера за една година (измервано вдъгови секунди за година), и радиалната скорост (измервана в километри засекунда), средно взето, са еквивалентни величини (след като бъде взето подвнимание влиянието на движението на Слънцето върху тях), тъй като във всичкинаправления средните пространствени скорости на една група звезди са еднакви.Като приравним собственото движение и радиалната скорост, получаваме
откъдето може да се определи паралаксът те. Тук uг е скоростта по зрителниялъч, ut — скоростта по перпендикулярно на зрителния лъч направление (и двете вкм/с), а y — собственото движение (в 7г.).
По тези начини може да се определя средното разстояние на групи от звезди, отдалечени на разстояние до 1 — 2 кпс. Времето работи за нас и нашите потомци ще бъдат в много по-добро положение: точността на определянето на собствените движения записи от разликата в епохите — интервалът от време между снимките, по които те се измерват. Това се отнася не само до средните паралакси, но и до други проблеми, като например проверката па това, дали звездните асоциации се разширяват, което може да се види по собствените движения. Цената на снимките на небето расте с всяка измината година. Трудът на астрометристите, който понякога изглежда рутинен, заслужава най-голямо уважение;
ти създава фундамента на скалата на междузвездните и между гaлактически те разстояния, а едно здание, което расте непрекъснато във височина, постоянно се нуждае от укрепване на фундамента и възможностите в това отношение далеч не са изчерпани. Астрометрията ще бъде винаги нужна. Един от създателите на теориятаза еволюцията на звездите, М. Шварцшилд, казва: „Цялата моя работа би била практически невъзможна, ако липсваше фундаментът, създаван от резултатите на астрометрията.“
Нови хоризонти открива в астрометрията приложението на методите на радио астрономията. Радио интерферометрите със свръх дълги бази дори сега вече дават възможност да се определят координатите понякога с точност, която с порядък превишава възможностите на оптическите методи. Не след много време радио наблюденията на квазари и галактики ще даде възможност да бъде създадена нова координатна система, която да бъде достъпна за наблюдения в каквото и да е метеорологично време и по всяко време на денонощието; звездите, чието излъчване и в радио диапазона е вече фиксирано ( в от Персей, в от Лира и др.) ще да дат възможност тази система да бъде привързана към старата, оптичната.
Грандиозни перспективи ще се открият пред астрометрията с усвояването, на около слънчевото пространство. Така например измерването на паралаксите на звездите от орбитата на Юпитер ще даде възможност стократно да се увеличи броят на звездите с точно определени разстояния.

Нептун

Читател
-
0
Нептун

Нептун е осмата планета от Слънцето и най-външния газов гигант в Слънчевата система. Тя е четвъртата по размери и третата по маса. Поради значителната ексцентричност на орбитата на Плутон, Нептун понякога е най-отдалечената от Слънцето планета. Нептун носи името на римския бог на морето Нептун. Символът на планетата е стилизирано изображение на тризъбеца на Нептун  (♆).
Единственият апарат посетил Нептун е Вояджър 2 който се сближи максимално с планетата на 25 август 1989 г.

Поради отдалечеността си от Слънцето, Нептун получава много малко слънчева енергия. Повърхностната температура на планетата е −218 °C (55 K). Тя обаче изглежда има вътрешен източник на топлина, за която се счита че е останала още от акрецията на младата планета и която бавно се разсейва в околното пространство. В атмосферата на Нептун бушуват най-бързите ветрове във Слънчевата система — до 2000 km/h които вероятно се подхранват от потока топлина от вътрешността на Нептун.

Вътрешната структура на планетата е подобна на тази на Уран. Тя вероятно има планетно ядро съдържащо разтопени скали и метали и обхванато от слой съдържащ скали, вода, амоняк и метан. Атмосферата за която се счита че обхваща най-горните 10 до 20% от планетата съдържа водород и хелий в горните си слоеве, нарастващо съдържание на метан, амоняк и вода със увеличаване на дълбочината и преминаваща плавно към втечнената вътрешност на планетата. Скоростта на въртене и сплеснатостта на Нептун показват че неговата маса е по-малко концентрирана във ядрото му отколкото тази на Уран.
Нептун има сходна магнитосфера с тази на Уран. Магнитното й поле е под голям ъгъл спрямо оста на въртене на планетата (47°) и отместено поне 0,55 радиуса на планетата (13 500 km) от геометричния център. Магнитното поле се генерира от движение на заредени частици във вътрешността на планетата но детайли относно точния механизъм на това движение все още не са известни.
За разлика от тази на Уран, атмосферата е богата на метеорологични явления. За Нептун е характерно Голямото тъмно петно с размери близки до тези на Земята и еквивалентно на Голямото червено петно на Юпитер. За разлика от това на Юпитер обаче, тъмното петно на Нептун изчезна през 1994 г. и скоро след това се появи друго.
Специфично за газовите гиганти е наличието на облаци високо в тяхната атмосфера хвърлящи сянка върху по-нискоразположените облаци.

Астрономическите скици на Галилео Галилей свидетелстват за наблюдението му на Нептун на 28 декември 1612 г. и 27 януари 1613 г. И в двата случая обаче Галилео счита че е наблюдавал звезда в непосредствена близост до Юпитер, а не обект в Слънчевата система. Поради тази причина Галилео не се посочва като откривател на Нептун въпреки че в записките си отбелязва взаимното движение на Юпитер и „звездата“.
През 1821 г. Алексис Бувар публикува астрономически таблици на орбитата на Уран. Последващи наблюдения на планетата обаче показват различия между наблюдаваните и предвидените от таблицата координати, което води до хипотезата че съществува тяло оказващо влияние върху орбитата на Уран. През 1843 г. Джон Коуч Адамс изчислява орбитата на неизвестната осма планета и изпраща изчисленията си на опитния астроном Сър Джордж Ери. Той изисква пояснения за използваните методи, които Адамс така и не изпраща.
През 1846 г. Урбен льо Верие независимо от Адамс изчислява орбитата на Нептун но също както своя британски колега не среща съдействие у сънародниците си за издирването на планетата. През същата година Джон Хършел усъвършенства математическия анализ на орбитата и убеждава скептичния си колега-астроном Джеймс Шелис да започне търсене през юли 1846 г.
Междувременно льо Верие пък убеждава Йохан Готфрийд Гал от Берлинската обсерватория да започне търсене. Асистентът на Гал — Хейнрих д’Арест — тогава все още студент, предлага сравнение на обектите в района за търсене предложен от льо Верие с предишна звездна диаграма с цел откриване на нови обекти. Нептун е открит вечерта на 23 септември 1846 г. почти ведната след започване на наблюденията и на следващата вечер придвижването на планетата спрямо звездите е документирано и откритието на новата планета е оповестено.
Разликата между действителната и предвидената от льо Верие позиция на Нептун е 1°, а спрямо тази на Адамс — 10°. Джеймс Шелис впоследствие осъзнава че е наблюдавал планетата на два пъти през август, но поради небрежието си породено скептицизма не прави необходимата връзка между двете наблюдения.
След откриването на планетата избухват националистични спорове между френски и британски астрономи относно чии заслуги за откриването на планетата са по-големи — на Адамс или на льо Верие. Взето е компромисно решение двамата астрономи да си поделят заслугата по откриването на Нептун. Скорошен анализ на документи от архивите на Кралската Гринуичка обсерватория присвоени незаконно от астронома Олин Еген и върнати непосредствено след смъртта му, обаче показва че Адамс не заслужава равна заслуга по откриването на планетата.

Нептун не може да се забележи с невъоръжено око. През телескоп или бинокъл с голямо увеличение изглежда като синьозелен диск подобен но по-тъмен от този на Уран. Синьозеления цвят се дължи на поглъщането на червената светлина от метана в атмосферата на планетата. Видимата величина на Нептун варира между 7,7 и 8,0 и дискът му е с ъглов диаметър от 2″.
Тъй като са му необходими 165 години за да извърши едно пълно завъртане около Слънцето, през 2009 г. Нептун ще се върне в позицията на която е бил открит от Йохан Гал.

Нептун има бледи пръстени с неизвестно съдържание. На тях се наблюдават необикновени „струпвания“ на материал, вероятно предизвикани от гравитационното влияние на някои от спътниците на планетата.
Доказателство за прекъстаността на пръстените са проведените през 80-те години на 20 век наблюдения на окултация на звезди зад Нептун. В някои случаи се наблюдава допълнително „мигане“ на светлината от звездата преди да изчезне за Нептун дължащо се на преминаването й зад пръстен. Фактът че мигането понякога не се наблюдава сочи че един от пръстените на Нептун е прекъснат и понякога не закрива светлината от звездите на заден фон. Снимки направени от Вояджър 2 през 1989 г. предоставиха окончателното доказателство като разкриха че най-външния пръстен на Нептун наречен „пръстен Адамс“ е разделен на три отчетливи арки, които сега са известни под иметата „Свобода“, „Равенство“ и „Братство“. За гравитационния ефект на спътника Галатея намиращ по-близо до Нептун от пръстена се смята че „поддържа“ тези арки, но подробности за механизма пораждащ това групиране на материала засега не са известни.
Основните пръстени на Нептун са тесния „пръстен Адамс“ който се намира на 63 000 km от центъра на планетата, широкия „пръстен льо Верие“ който е на 53 000 km и бледия „пръстен Гал“ на 42 000 km. Няколко нови пръстена също бяха регистрирани от камерите на Вояджър — в това число „пръстен Ласел“ обхващащ пръстена „льо Верие“ и граничещ с пръстена Араго.

Нептун има 13 известни естествени спътници. Най-големия от тях е Тритоноткрит от Уилям Ласел само 17 дни след откриването на Нептун.Двановооткрити през 2002 и 2003 г. спътника все още не са именувани. Теимат най-големите известни орбитални периоди и радиуси от всичкиспътници в Слънчевата система.

ИМЕ ДИАМЕТЪР (KM) МАСА (1016KG) СРЕДЕН ОРБИТАЛЕН РАДИУС (KM) ОРБИТАЛЕН ПЕРИОД**(ДНИ)
Нептун-3 Наяда 58 ~19 48 227 0,294
Нептун-4 Таласа 80 ~37 50 075 0,311
Нептун-5 Деспина 148 ~210 52 526 0,335
Нептун-6 Галатея 158 ~370 61 593 0,429
Нептун-7 Лариса 193 (208 Ч 178) ~490 73 548 0,555
Нептун-8 Протей 418 (436 Ч 416 Ч 402) ~5 000 117 647 1,122
Нептун-1 Тритон 2700 2 140 000 354 800 -5,877
Нептун-2 Нереида 340 ~3 100 5 513 400 360,14
S/2002 N 1* 60 ~9 15 728 000 -1879,71
S/2002 N 2* 38 ~9 22 422 000 2914,07
S/2002 N 3* 38 ~9 23 571 000 3167,85
Самате 28 ~1,5 46 695 000 -9115,91
S/2002 N 4* 60 ~9 48 387 000 -9373,99

Някои астероиди като: 74 Галатея и 1162 Лариса носят имена на спътницина Нептун. За Тритон не е било утвърдено официално име до началото на20 век. Преди 1949 г., когато е открита Нереида (вторият спътник наНептун), Тритон е бил наричан „спътникът на Нептун”.

Източник: nauka.bg

Сушата: Има ли тя почва у нас?

Читател
-
0
Сушата: Има ли тя почва у нас?

drought_1

  1. СУШАТА: ИМА ЛИ ТЯ ПОЧВА У НАС

Засушаването е основен проблем, с който се сблъскват неизбежно много нации по света. Засушавания се наблюдават както в региони, които климатично се характеризират с обилни валежи, така и в райони, където валежите са оскъдни. Наличната почвена, метеорологична, агрометеорологична и хидрологична информация свидетелства, че засушавания са били регистрирани нееднократно през 20 век в Югоизточна Европа и те представляват част от климатичния цикъл на Балкански полуостров.

Индекс на засушаването в югоизточна Европа, лятото на 2000 г.
(от жълто към червено: от слабо до значимо засушаване)

1.1.  ПОСЛЕДНОТО ЗАСУШАВАНЕ БЕ ПРЕЗ 2011 Г., ЗАСЕГА….

Дългата суша  през лятото на 2011 г. бе на път да съсипе труда на хиляди тютюнопроизводители в Гоцеделчевския край. Земеделците бяха притеснени, защото тютюневата реколта през същата тази година се очакваше наполовина в сравнение с миналогодишната.

През 2011 г. земеделските производители бяха изправени пред едно от най-трудните изпитания, които им е поднасяла природата в последните  десетина години. През 2-то полугодие бе почти невъзможна подготовката на почвата, за да се осъществи качествена сеитба. Земята бе толкова корава, че не можеше да бъде изорана. Продължилата близо три месеца невиждана скоро суша затрудняваше изключително фермерите и оскъпяваше реколтата. Това твърдяха фермери от Добруджа, от Северна и Южна България, от почти всички райони на страната.

Сушата в Северна България се оказа фатална за сеитбата на рапица. Заради сушата рапицата нямаше да израсте до тази фаза, която е необходима за да презимува, тъй като е чувствителна на измръзване и това сложи под въпрос реколтата от рапица през 2012 г.

 Сеитбата на ечемик и пшеница вървеше много трудно, заради сухата почва. Макар на много места да се използваха модерни техники за сеитба в сухо време, то масово фермери чупиха скъпа селскостопанска техника заради невижданата от години суша. В региона на Никопол, Новачене и Свищов дъжд не бе валял вече повече от 2 месеца.

Катастрофално бе положението с реките в страната. Малките пресъхваха напълно, а големите заприличваха на ручеи. Много показателно е случилото се по река Дунав. Туристически кораб, със 150 пътници на борда, заседна в плитчините. Със съдействието на гранична полиция туристите бяха прехвърлени на брега. Това съвсем не бе прецедент, а истинско бедствие. Имаше сигнали за 64 плавателни съда, които бяха заседнали в плитчините.

Рибар, стъпил на дъното на Дунав, лятото на 2011 г.

Ниското ниво на Дунав спря строителството на моста при Видин в плавателната част на реката, съобщиха от фирмата изпълнител. Трябваше да се извършват строителни дейности в близост до стълб 12, който се намира в румънски териториални води и е най-близо до румънския бряг.Ниското ниво на реката правеше невъзможен монтажът на защитните елементи, които се изливаха в производствената база във Видин и се транспортираха с шлепове до моста. На много места в реката се появиха плитчини, които стопираха корабоплаването.


Един от пресъхващите ръкави на Дунав, лятото на 2011 г.

Още по-трагично бе положението с малките реки. Появи се информация, че вече няколко реки са пресъхнали. Това са Осъм при Троян, Струма при Перник, Ропотамо и Пиринска Бистрица. В тези райони от месеци не бе капвала и капка дъжд, което с изключително високите летни температури доведе до пресушаването на водата в речните корита.

 В много региони кметовете наложиха забрана за поливане на градини и ниви, но за съжаление следващата стъпка бе режим на питейната вода. В Благоевград положението бе катастрофално. От там потвърдиха, че ако не завали, ще е неизбежно подаването на вода само по няколко часа на ден. Нивото на водата в язовирите бе спаднало с над три четвърти. Двата язовира, „Студена” и „Бели извор”, захранващи с вода София и Перник, бяха с трагично ниско ниво на водата.

drought_1Имало едно време една река край Шумен, но не и по време на сухите периоди през 2011, 2007 и т.н. години

1.2. ВИДОВЕ ЗАСУШАВАНЕ

Въпреки големия брой на изследванията върху засушаванията в чужбина и България все още не е разработена единна методика за тяхното изучаване поради сложността на явлението и многостранността на неговото проявление и въздействие. Основен методичен проблем при изучаване на засушаванията е тяхната типизация. Обикновено се различават четири-пет типа засушаване: почвено, атмосферно, почвено-атмосферно, хидрологично и социално-икономическо.

Почвеното засушаване настъпва при продължителен безвалежен период, който може да настъпи през всеки месец или сезон. При почвеното засушаване коренообитаемия слой просъхва и растенията страдат от недостиг на вода. Всъщност, почвеното засушаване представлява продължителен период, при който се нарушава водния баланс в почвата и на растителните екосистеми, влошава се физиологичното състояние на растенията и добивите рязко спадат. При атмосферната суша, освен ниските валежи се наблюдават високи температури и ниска влажност на въздуха. Чести явления са сухите и горещи ветрове и вследствие на голямата евапотранспирация се нарушава водния баланс на растенията. Растенията се намират в най-неблагоприятни условия при настъпване на почвено-атмосферно засушаване. Комплексът от почвени и метеорологични условия се характеризира с много малки запаси от почвена влага, ниски количества валеж, високи температури, ниска влажност на въздуха и силни горещи ветрове. Под хидрологично засушаване обикновено се приема достатъчен дълъг период със сухо време, предизвикващ недостиг от вода поради намаление на водните количества в реката под нормалните и понижение на влагата в почвата или  нивото на грунтовите води.

През отделните сезони засушаването се отличава с някои характерни особености. Пролетната суша се характеризира с невисоки температури, ниска влажност и силни ветрове, което влошава условията за сеитба, поникване и нормално начално развитие. Забавянето на поникването влошава условията на развитието на агроекосистемите през целия вегетационен период. При такива условия рязко нараства популацията на редица вредители, които нанасят и допълнителни щети. Пролетните засушавания са особено характерни за Северозападна България (40 % от случаите) и Черноморското крайбрежие (50 %).


Сушата е част от климатичния цикъл на Балкански полуостров

Летните суши се характеризират с високи температури, ниска влажност на въздуха и интензивно сумарно изпарение (физическо и транспирация). Това са типични почвено-атмосферни засушавания, особено когато продуктивната почвена влага започва рязко да пада под 70 % от пределната полска влагоемност. Растенията увяхват, спират растежа си, пожълтяват и изсъхват, когато почвената влага падне под влажността на завяхване. Особено опасно е, когато засушаването е съчетано със суховей. Интензивните летни засушавания са най-продължителни по Черноморското крайбрежие и в Горнотракийската низина.

През есента сушата се отразява неблагоприятно върху провеждането на есенната дълбока оран, сеитбата и поникването на есенниците, които навлизат в зимата недостатъчно развити и често страдат от измръзване. Тези засушавания са характерни за Черноморското крайбрежие, Североизточна България и Горнотракийската низина.

  1. ПРОСТРАНСТВЕНО РАЗПРЕДЕЛЕНИЕ НА РАЙОНИТЕ В БЪЛГАРИЯ, УЯЗВИМИ КЪМ ЗАСУШАВАНЕ

По-горе беше отбелязано, че средният годишен валеж се изменя в широки граници от 500-550 mm в някои части на Дунавската равнина и Тракийската низина, до 1000 – 1400 mm в най-високите части на планините. Най-малък (под 500 mm) е валежът в крайните североизточни и източни райони на Дунавската равнина, на изток от линията Силистра -Ген. Тошево – Варна. В една неголяма част от Дунавската равнина годишната сума на валежите е 500-550 mm, а в останалата част на равнината е 600-700 mm. В Тракийската низина годишно падат 500-700 mm. По Черноморието валежите са сравнително малки (450 – 500 mm) и само на юг от Маслен нос те бързо нарастват. В Созопол те са около 500 mm, в Мичурин – 650 mm, а в Резово – близо 800 mm. В планините годишната сума на валежите нараства линейно с надморската височина.


Пространствено разпределение на годишните валежи (в mm) в България

Пространственото разпределение на годишните валежни суми определя като засушливи (поради недостатъчни в климатичен аспект годишни валежни количества) следните територии в страната: Дунавските общини в области Монтана, Враца и Плевен; някои общини в области Софийска и София-град, общините по поречието на р. Струма (области Кюстендил и Благоевград); община Пазарджик и общините разположени в централната част на област Пловдив; по-голямата част от област Ямбол; както и редица общини от Източна България – в области Шумен, Силистра, Добрич, Варна и Бургас. Необходимо е да се отбележи, че област Добрич е изцяло подложена на риск от засушаване. Ниските годишни валежни количества са предпоставка от значима уязвимост от засушаване на общини Генерал Тошево, Шабла, Каварна и Балчик. В области Варна и Бургас също фигурират общини с висок риск към засушаване – Аксаково, Варна, Несебър и Поморие.

Освен за цялата година валежите в България са неравномерно разпределени и през различните сезони от годината. През топлото полугодие повечето общини от Черноморското крайбрежие са с висок риск към засушаване, също общините Петрич, Сандански и Струмяни в област Благоевград. Важно е да се отбележи, че цяла Югоизточна България (с изключение на община Малко Търново) е потенциално уязвима към атмосферно засушаване през периода от април до септември.

Територии от области София-град и Софийска са с ограничени валежни количества през зимата. Рискът от зимно засушаване е по-висок в Северна България, спрямо риска в Южна България, където валежите, особено в планинските райони са значими.


Общините в България, с риск към атмосферно засушаване

Общините в България, с риск към почвено засушаване

Общините в България, с риск към почвено-атмосферно засушаване
  1. ПРОМЕНИТЕ В КЛИМАТА И СУШАТА В БЪЛГАРИЯ

България през следващите десетилетия я очаква затопляне и редуциране на валежните количества, особено през топлото полугодие. Спадането на валежните суми ще доведе до промяна във водните ресурси.

     

    

Годишни валежи за 1961-1990 г. (горе ляво), 2020 (горе дясно), 2050 (долу ляво) и 2080 г. (долу дясно), при песимистичен климатичен сценарий

Например, речния отток се очаква да се намали до 30-40%, ако най-песимистичните сценарии се осъществят в бъдещето). Високите температури на въздуха в съчетание с валежния дефицит през летния сезон ще доведе до по-високи стойности на транспирацията и евапотранспирацията през този период от годината. Всичко това, ще увеличи риска от всички видове засушаване – атмосферно, почвено, почвено-атмосферно, хидрологично, дори и социално-икономическо. Противниците на тази теза вероятно ще използват като аргумент проливните дъждове и сериозните наводнения през последното десетилетие. Но пък не трябва да се забравят 2011, 2007 и особено 2000 г, която не е далеч в миналото и когато страната бе засегната от осезаема суша. Което е може би в потвърждение на тенденцията през последните години към увеличаване честотата на екстремните природни явления, включително наводнения и суши. Освен това, отново ще бъде отбелязано, че след всеки относително влажен период, следва относителен засушлив такъв. Като доказателство, могат да се посочат анализите и резултатите от наличната хидрометеорологична информация от края на 19 век досега. Засушаването е било, е и ще бъде част от климатичния цикъл на Балкански полуостров, включително и в България.

  1. МЕРКИ ЗА АДАПТАЦИЯ КЪМ СУШАТА В УСЛОВИЯТА НА СЪВРЕМЕННИЯ И БЪДЕЩИЯ КЛИМАТ В БЪЛГАРИЯ

От гореизложената информация е очевидно, че засушаването в България (във всичките му разновидности) е проблем, който е съществувал в миналото, съществува и в съвременните климатични условия на страната и вероятно ще продължава да съществува (дори в по-голяма степен) и в бъдещето.

Медиите акцентират на сушата в България, особено в условията на очакваните климатични промени в страната

Предлаганите по-долу мерки за адаптация към почвеното засушаване в условията на съвременния и бъдещия климат в България се базират и на различни експертни оценки (напр., Върлев и др. 2004, Александров и Славов, 2003), документи, планове за действия (напр. Славов, Иванова 1998а, 1998б, 1999) и програми (напр. Република България, 2001).

Последните водохранилища в Бъл­гария са изградени в началото на 1980-те години. Много от тях, особено микроязовирите не се използват рационално и по предназначение. Част от изградените напоителни системи са напълно разру­шени и разграбени, останалите не рабо­тят ефективно. Като пример може да служи обстоятелството, че полятите площи през 1999 г. са само около 5,7% от имащите възможност да бъдат напо­явани площи.

В резултат от земеразделянето са върнати на собственици земи в заливаемите зони на водохранилища, поради което се налага поддържането на по-ниски нива от проектните, т.е. акумулирането на по-малки водни обеми и не­пълноценното използване на възмож­ностите на язовирното езеро.

Поради износеност на голяма част от водопроводната мрежа загубите на вода в нея са значителни. Средно за страната процента на загубите е 57,3, ка­то в някои райони достига 70-75%. Не­малка част от тези загуби са свързани с кражби на вода и недобро управление на системите.

Продължава неправомерното из­ползване на водата – кражби, водоползване без правно основание, използва­не на вода с питейни качества за дру­ги цели.

Липсва далновидност, граничеща с безотговорност към въпросите на напо­яването и при осигуряване на специа­листи за решаване на проблемите чрез заличаването на специалност „Хидро­мелиорации“, както и специалност „Хидрогеология и инженерна геология“ от регистъра на специалностите през 1997 г.


През 1990-те излезе книга за сушата в България, която продължава да привлича нови читатели

Основните направления, в които следва да се предприемат нор­мативни, организационни и инвестици­онни мерки за адаптация в условията на засушаване (вкл. и почвеното засушаване), сега и в бъдеще са:

  1. запазване на водните ресурси
  2. осигуряване вода за напояване
  3. преодоляване на кризите във во­доснабдяването
  4. формиране на знания и съзнание за икономия на водни ресурси.
  5. МОНИТОРИНГ НА ЗАСУШАВАНЕ В БЪЛГАРИЯ ЧРЕЗ МЕЖДУНАРОДНО СЪТРУДНИЧЕСТВО — ЦЕНТЪР ЗА УПРАВЛЕНИЕ НА ЗАСУШАВАНИЯТА ЗА ЮГОИЗТОЧНА ЕВРОПА

На засушаването се гледа като на засилваща се заплаха. Регионалното изпълнение на приложението към Конвенцията за борба с опустиняването на ООН (КБОООН) за централна и източна Европа – Приложение V, член 5 насърчава регионалното сътрудничесво между засегнатите страни в района, като целта е допълване и засилване на ефективността на националните програми за действие. Член 6 на Приложение V посочва, че страните в района се задължават самостоятелно или съвместно да насърчават и укрепват мрежите за научно и техническо сътрудничество, за мониторинг на индикаторите и за информационните системи на всички нива.

На регионална среща за северното Средиземноморие, страни от Централна и Източна Европа и други засегнати страни на 23-26 юли 2002 г. в Женева, Швейцария, бяха направени следните изводи и препоръки:

  1. Оценката на опустиняването в някои страни от района е все още на предварителен етап. Слабите страни в контактуването между научните институции, липсата на действаща система за ранно предупреждаване за засушаване и почвената влага, ограниченият обмен на данни и работите, изпълнявани в различни географски мащаби са част от трудностите, които продължават да затрудняват развитието на мониторинга на засушаването и опустиняването.
  1. Необходимо е да се развие по-добра координация и споделяне на съответната информация и данни на национално, подрегионално и регионално ниво с цел смекчаване на неблагоприятното въздействие на засушаването.
  1. Системите за ранно предупреждение в Северното Средиземноморие са в напреднал стадий на развитие. Някои страни са създали национални бази данни с информация за мониторинга на опустиняването и засушаването. Създадена е средиземноморска база данни с информация от мониторинга на опустиняването и засушаването. Непрекъснатостта на този вид мониторинг и оценки ще зависи от наличието на финансов ресурс. В някои страни се изготвят и използват индикатори за въздействието на опустиняването. Социално-икономически индикатори се включват в сценариите за рисковете от опустиняване.
  1. В съответствие с насоките от Европейската комисия се работи по еталони и индикатори. Бъдещата европейска система за мониторинг на почвите трябва да е изготвена на базата на общи закони, като законово определено действие, и трябва да включва различни параметри за опустиняването и влошаването на земите.

Регионалната среща за укрепване на сътрудничеството в областта на управлението на земните ресурси в Централна и Източна Европа, проведена в Минкс, Белорусия през декември 2003 г. разгледа темата за изпълнение на КБООН на подрегионално ниво. Участниците изразиха необходимостта от създаване на Балкански център за мониторинг на засушаването и поискаха от секретариата на КБООН да организира работна среща за обсъждане на този въпрос. Секретариатът на КБООН организира технически семинар за готовността във връзка със засушаването в Балканския полуостров в контекста на КБООН в Пояна Брашов, Румъния, на 25-26 октомври 2004 г. Страните, които участваха в тази среща се съгласиха с необходимостта от създаване на подрегионален център за работа по управлението на засушаването в рамките на КБОООН. В допълнение към искането за работна среща, секретариатът на КБОООН заедно със Световната метеорологична организация и по покана на Министерството на околната среда и водите на България организира на 26 до 28 април 2006 г. в София, България втори технически семинар, посветен на създаването на подрегионален център за работа по управление на засушаването в Централна и Източна Европа в контекста на КБОООН. Основната задача на втория семинар беше постигане на споразумение по основните въпроси за създаването и работата на такъв център.

 Участниците в работната среща в София приеха рамково предложение за създаването на подрегионален Център за управление на засушаването в Централна и Източна Европа в контекста на КБОООН и пълномощията на Световната метеорологична организация. Целите и задачите на този център са:

(а)   Да изпълнява ролята на оперативен център за Югоизточна Европа за готовност, мониторинг и управление на сушата;

(б)   Да създава и координира подрегионална мрежа от национални метеорологични и хидроложки служби и други подходящи институции;

(в)  Да координира и осигурява оперативни напътствия в помощ на тези служби и други подходящи институции в подрайона за тълкуване и прилагане на свързаните със сушата продукти;

(г)  Да подготвя продукти за мониторинг и прогнозиране на засушаванията и да ги предоставя в почти реално време на съответните институции на участващите страни;

(д)  Да насърчава и укрепва техническия и научен капацитет за готовност, мониторинг и управление на засушаването в участващите страни;

 (е)   Да способства обмена на знания, опит и най-добри практики по въпросите на засушаванвето;

(ж)   Да помага за синергията между национални метеорологични и хидроложки служби, националните органи за координация на КБОООН, други международни организации и научната общност по въпросите на засушаването;

(з)   Да засилва изпълнението на КБОООН в контекста на готовността, мониторинга и управлението на засушаването, по-конкретно чрез изготвяне на национална стратегия за засушаването;

 (и)  Да сътрудничи активно с международните изследователски структури и програми, да осигурява пълното участие на страните от Югоизточна Европа в подобни структури и програми.

 На 26 септември 2006 г. в Женева Словения беше избрана за домакинстваща страна на Центъра за управление на засушаването в Централна и Източна Европа в контекста на Конвенцията за борба с опустиняването на ООН. Очаква се България да участва ефективно в дейностите на центъра, особено в областта на мониторинга на засушаването, в което важен дял заема мониторингът на почвеното засушаване.

 http://global-change.meteo.bg/dconference.htm

Източник: nauka.bg

Астрологията

Читател
-
0
Астрологията

Астрологията (от гръцки: αστρολογία = άστρον λόγος) е систематичното антропологично-митологично тълкуване на положението на определени небесни тела (най-вече планетите от слънчевата система) и оттам на тяхното влияние както върху отделната личност, така и върху съдбата на цели народи и държави; бива причислявана към езотериката.

XII Constellations of Zodiac and Its Planets the Sovereigns. Astrological Celestial Chart. (Ultraviolet Blueprint version).
XII Constellations of Zodiac and Its Planets the Sovereigns. Astrological Celestial Chart. (Ultraviolet Blueprint version).

Астрологията не е астрономия. Астрономите често са притеснени, че ги бъркат с астролозите. Много астролози използват астрономически термини в техните предсказания. Учените отхвърлят астрологията и я смятат за псевдонаука, тъй като тя не следва научния метод.
В миналото, астрология и астрономия са били тясно свързани и ясно разделяне на две датира от времето на Галилей. Той за пръв път използва научна методика, за да провери обективни твърдения за небесните тела.
Целта на астрономията е да научи за физическите механизми, управляващи вселената. Астролозите използват астрономическата наука, за да изчислят взаимните положения на небесните тела и зодиака спрямо Земята и се опитват да ги свържат със земните събития. Най-разпространената форма на астрологията е наталната (рождена) астрология. Тя се опитва да използва астрономически данни от времето на раждане на субекта и (използвайки астрологически техники) да разкрие индивидуалните черти на личността. Други астролози смятат, че съществува връзка между геологически феномени (като земетресения и изригвания на вулкани) с астрономически феномени (движенията на небесните тела спрямо Земята).
Много видни учени от ранната история на западната астрономия, включително Тихо Брахе, Йоханес Кеплер и самият Галилео Галилей се издържат, практикувайки астрологията за богати благородници. Съществува разпространено вярване измежду астролозите, че Исак Нютон се е интересувал от астрология. За такова твърдение обаче няма очевидни доказателства, тъй като нито един негов труд или статия не споменава темата, а няколкото книги от неговата библиотека, в които става въпрос за астрология, третират други теми (и само споменават астрологията).
Някои биологични феномени са свързани с движенията на небесните тела (например циркадните ритми, вижте Хронобиология). Тези резултати не доказват или опровергават астрологическите претенции, но предполагат, че някои влияния не са напълно разучени. Научните опити да се докажат астрологичните влияния водят до отрицателни резултати, по много причини.
Учените твърдят, че гравитационната сила на Луната (която е причината за приливите и отливите) е изключително слаба върху малка площ (като човешкото тяло), за да има какво да е влияние върху биологичните организми. Астролозите отговарят, че според научния метод, не е работа на експериментатора да открие механизми за свързани статистически аномалии и че може би не гравитацията е механизмът на астрологичното влияние.
Астрологичните концепции са убедителни и се задържат в много общества, въпреки големите усилия, полагани от учените, за да ги дискредитират.

Според субекта и начина на изучаване астрологията се дели на:

* натална (рождена) — тълкувание на планетните влияния в индивидуалната звездна карта;
* монданна — изучаване на планетните действия върху природните явления, времето;
* светска — изследва нациите, политическите и икономическите цикли на развитието им;
* хорарна — изучаване на определен въпрос;
* синастрична — изучаваща взаимоотношенията (любовни, приятелски, делови) между два и повече индивида;
* кармична — проблеми, способности и цялостни тенденции под влияние на кармичното минало;
* медицинска — изучаване на силните и слабите страни на организма, предразположеността към заболявания и най-адекватните начини за лечението им;
* прогностична — прогнозиране на общите тенденции в живота на отделен индивид или нация, и други.

Най-често използваните в астрологичните тълкувания небесни тела и точки са : Слънце, Луна, деветте планети от Слънчевата система, Хирон /смятан от някои за малка планета/, Северен и Южен лунен възел /точките, където Лунната орбита пресича еклиптиката/, Черна и Бяла Луна /перигей и апогей на Луната/, множество точки,изчислени чрез отношението на определени небесни тела едни спрямо други. Важни за построяването на звездна карта са датата,мястото и часа на раждане на конкретната личност. Чрез тези данни се открива асцендента /изгряващия на източния хоризонт по време на раждането зодиакален знак/, а спрямо него се ориентира цялата карта с нейните общо 12 астрологични дома. Всеки от тях определя дадена област от живота и символично е под ръководството на определен зодиакален знак и планета. Истинското значение на домовете обаче се разкрива благодарение на планетните аспекти / градусите, на които се намират едно спрямо друго 2 или повече небесни тела/, които се делят на два основни вида :

* напрегнати — квадратура /90 градуса/, куинконс /150 градуса/, опозиция /180 градуса/;
* благотворни — съвпад /0 градуса/, секстил /60 градуса/, тригон /120 ;

Т.нар. напрегнати аспекти се разглеждат като аспекти на израстването — благоприятстващи развитието на личността чрез създаване на напрежение, стимул и мотивация за движение в определена област/-и от живота. Отрицателната им страна е свързана с негативни характеристики като бягство от проблемите, самосъжаление, инциденти. Т.нар. благоприятни аспекти създават лекота в областите, които повлияват; правят по-лесно усвояването на опит, създават предпоставки за успешен изход от проблемни ситуации. Те обаче имат и друга страна — лекотата, която създават, може да доведе до леност, равнодушие, липса на мотивация у индивида. От личността зависи коя характеристика на всеки аспект ще използва. Основното правило, на което почива астрологията е, че „Звездите дават, но човек разполага”.

Още по темата:

Каква е разликата между астрономия и астрология?
Безобидна ли е астрологията?
Защо астрологията не е наука и не трябва да и вярваме!
Астрологията
Археолози са открили най-старата астрологическа карта
Защо ни е зодиакът?

Законите на Кеплер

Читател
-
0
Законите на Кеплер

Законите на Кеплер описват не само движението на планетите около Слънцето, но и движението на спътниците около самите планети.Kepler's lawsПърви закон

Орбитите на планетите са елипси, в единия от фокусите, на които се намира Слънцето.
Орбитите на планетите са много слабо сплеснати елипси и почти не се отличават от окръжност.

Втори закон

При движението на планетите около Слънцето техните радиус-вектори описват равни площи за равни интервали от време. От втория закон на Кеплер следва, че когато планетите преминават през перихелия си се движат с максимална скорост, а когато преминават през афелия – с минимална. Земята преминава през своя перихелий в началото на януари, апрез афелия си – през юли.

Трети закон

Квадратите на периодите на обикаляне T на планетите около Слънцето
се отнасят, както кубовете на разстоянията им r до Слънцето:

Тук r1 и r2 са средните разстояния на всеки две планети до Слънцето, а T1 и T2 са периодите им на обикаляне около него. Следователно:

Харон (спътник)

Читател
-
0
Харон (спътник)

Харон е единствения познат естествен спътник на планетата Плутон. Oткрит е от американския астроном Джеймс У. Кристи на 22 юни 1978 г. при старателно изучаване на увеличени образи на Плутон върху фотографски плаки, направени няколко месеца преди това. Астрономът забелязва една незначителна, но периодично появяваща се издатина на повърхността на планетата. След проследяване на тази издутина е установеном, че тя за пръв път е снимана на 29 април 1965 г. Обектът получава предварителното означение 1978 P 1. Джеймс Кристи кръщава спътника по името на митичния лодкар от древногръцката митология Харон, който прекарва мъртвите през адската река Стикс в царството на Хадес (гръцкия еквивалент на Плутон). Името „Харон” е официално прието от Международния астрономически съюз през 1985 г. Спътникът не трябва да бъде смесван с астероида 2060 Хирон, чиято орбита лежи между орбитите на Сатурн и Уран.

pluto charonОткриването на Харон позволява на астрономите да изчислят с по-голяма точност размера и масата на Плутон. Харон прави една пълна обиколка около Плутон за 6 387 дни — същото време, за което Плутон прави едно пълно завъртане около оста си. Двата обекта са „гравитационно-зацепени” — винаги стоят с една и съща страна един към друг заради сравнително малката разлика в масите им. Пак поради тази причина центърът на тежестта (или барицентърът), около който се въртят, се намира над повърхността на Плутон, което прави движението на планетата по орбитата й ексцентрично.
Диаметърът на Харон е 1172 km, малко под половината този на Плутон. Спътникът има маса 1/7 от тази на планетата и площ от 4 400 000 km2. За разлика от Плутон, който е покрит със замръзнал азот, неговият спътник е обвит в лед с температура близка до абсолютната нула.
Поради необичайно малката разлика в големината на Плутон и Харон, те понякога се смятат за двойна планета. Понякога също така ги разглеждат не като планета и спътник, а като първите два транснептунови обекта.
В симулационни резултати, публикувани през 2005 г. от Робин Канъп, се предполага, че е възможно Харон да се е образувал чрез голям сблъсък преди около 4,5 милиарда години при удар на обект от пояса на Кайпер с диаметър между 1600 и 2000 километра в Плутон със скорост 1 километър в секунда, след което Харон се е образувал от пръстена от отломки, излетяли при удара. Свидетелствата в полза на тази теория обаче са по-малко от свидетелствата в полза на една друга подобна теория, отнасяща се до Луната и Земята — преди всичко липсва информация относно състава на двете тела.

Открити са още два спътника на Плутон: https://www.chitatel.net/s2005-p1/

Международният астрономически съюз

Читател
-
0
Международният астрономически съюз

Член е на Международния съвет на научните съюзи (International Council of Science).Официално признат и упълномощен да отговаря за даването на названия на звезди, планети, астероиди и други небесни тела и явления.

iau_wb

Работните групи включват: Работна група за номенклатура на планетарни системи (Working Group for Planetary System Nomenclature),която поддържа конвенциите на МАС за наименуване на планетните тела. МАС е също отговорен за системата от Астрономически телеграми, въпреки че не той движи тази система.

МАС е създаден през 1919г, като сливане на различни международнипроекти, вкл. Carte du Ciel, Соларния Съюз (Solar Union) иМеждународното бюро за време (Bureau International de l’Heure). Първипрезидент е Бенджамин Байо. Понастоящем президент на МАС е Роналд Екерс.

МАС има 9040 индивидуални членове, професионални астрономи (основно), 63 страни членки.

S/2005 P1/2 – спътник на Плутон

Читател
-
0
S/2005 P1/2 – спътник на Плутон

S/2005 P 1 е предполагаем естествен спътник на Плутон. Открит е през юни 2005 г. заедно с S/2005 P 2 от екип астрономи включващ Хал Уийвър, Алан Стерн, Макс Мъчлър, Андрю Стефл, Марк Буйе, Уилям Мерлин, Джон Спенсър, Елиът Йънг и Лесли Йонг на снимки от телескопа Хъбъл от 15 и 18 май 2005 г.

S2005P1

Спътниците са забелязани за пръв път от Макс Мъчлър на 15 юни 2005 г., и откритието е оповестено на 31 октомври 2005 г.
От снимките е установено, че спътниците са на приблизително кръгова орбита около Плутон, в орбиталната равнина на Харон, с орбитален радиусот около 65 000 km. До момента не са установени точни размери наобекта, но се предполага, че диаметърът му е между 52 и 160 km.. S/2005 P 2 е около 25% по-блед от S/2005 P 1 и вероятно е по-малък.
Обектът ще бъде посетен от мисията Нови Хоризонти през 2015 г.

S2005P1.jpg (800×600)

S/2005 P 2

S/2005 P 2 е предполагаем естествен спътник на Плутон.Открит е през юни 2005 г. заедно с S/2005 P 2 от екип астрономивключващ Хал Уийвър, Алан Стерн, Макс Мъчлър, Андрю Стефл, Марк Буйе,Уилям Мерлин, Джон Спенсър, Елиът Йънг и Лесли Йонг на снимки оттелескопа Хъбъл от 15 и 18 май 2005 г.

Спътниците са забелязани за пръв път от Макс Мъчлър на 15 юни 2005 г., и откритието е оповестено на 31 октомври 2005 г.
От снимките е установено, че спътниците са на приблизително кръговаорбита около Плутон, в орбиталната равнина на Харон, с орбитален радиусот около 50 000 km. До момента не са установени точни размери наобекта, но се предполага, че диаметърът му е между 32 и 145 km..S/2005P 2 е около 25% по-блед от S/2005 P 1 и вероятно е по-малък.
Обектът ще бъде посетен от мисията Нови Хоризонти през 2015 г.

Списък на обектите в Слънчевата система по маса в намаляващ ред

Читател
-
0
Списък на обектите в Слънчевата система по маса в намаляващ ред

Списък на обектите в Слънчевата система по маса в намаляващ ред. Този списък е непълен поради факта че масата на някои тела все още не е определена с достатъчна точност.

List of objects in the solar systemТози списък се различава от списъка по радиус понеже някои от обектите са по-плътни от други. Например Нептун е по-тежък от Уран въпреки чеима по-малки размери. Меркурий също е значително по-тежък от Ганимед и Титан взети заедно въпреки по-малкия си диаметър.

Слънце     (1,9891 х 1030 kg)
Юпитер     (1,899 х 1027 kg)
Сатурн      (5,6846 х 1026 kg)
Нептун      (1,0243 х 1026 kg)
Уран     (8,6832 х 1025 kg)
Земя     (5,9736 х 1024 kg)
Венера     (4,8685 х 1024 kg)
Марс     (6,4185 х 1023 kg)
Меркурий     (3,302 х 1023 kg)
Ганимед     (1,482 х 1023 kg)
Титан     (1,345 х 1023 kg)
Калисто     (1,076 х 1023 kg)
Йо     (8,94 х 1022 kg)
Луна     (7,349 х 1022 kg)
Европа     (4,8 х 1022 kg)
Тритон     (2,147 х 1022 kg)
Плутон     (1,25 х 1022 kg)
Титания     (3,526 х 1021 kg)
Оберон      (3,014 х 1021 kg)
Рея     (2,3166 х 1021 kg)
Япет     (1,9739 х 1021 kg)
Харон     (1,90 х 1021 kg)
Умбриел     (1,5??? x 1021 kg)
Ариел     (1,35 х 1021 kg)
Диона     (1,096 х 1021 kg)
1 Церера     (8,7 х 1020 kg)
Тетида     (6,176 х 1020 kg)
20000 Варуна     (4 х 1020 kg)
2 Палада     (3,18 х 1020 kg)
4 Веста     (3,0 х 1020 kg)
Енцелад     (8,6 х 1019 kg)
Миранда     (6,59 х 1019 kg)
Протей      (5 х 1019 kg)
Мимас     (3,84 х 1019 kg)
3 Юнона     (2,0 х 1019 kg)
Хиперион     (1,08 х 1019 kg)
Елара     (8,7 х 1018 kg)
Амалтея     (7,43 х 1018 kg)
Феба     (7,2 х 1018 kg)
Хималия     (6,74 х 1018 kg)
45 Евгения     (6,1 х 1018 kg)
2060 Хирон     (4 х 1018 kg)
Пасифая     (3,1 х 1018 kg)
Пък     (2,89 х 1018 kg)
Янус     (1,98 х 1018 kg)
140 Сива     (1,5 х 1018 kg)
Тива     (7,557 х 1017 kg)
Калибан     (7,3 х 1017 kg)
Жулиета     (5,57 х 1017 kg)
Епиметей     (5,35 х 1017 kg)
Белинда     (3,57 х 1017 kg)
Кресида     (3,43 х 1017 kg)
Прометей     (3,3 х 1017 kg)
Розалинда     (2,54 х 1017 kg)
Пандора     (1,94 х 1017 kg)
Дездемона     (1,78 х 1017 kg)
Карме     (1,3 х 1017 kg)
253 Матилде     (1,033 х 1017 kg)
243 Ида     (1 х 1017 kg)
Метис     (9,5467 х 1016 kg)
Бианка     (9,3 х 1016 kg)
Синопа      (7,6 х 1016 kg)
Лизитея     (6,3 х 1016 kg)
Офелия      (5,4 х 1016 kg)
Корделия     (4,5 х 1016 kg)
Ананке      (3,82 х 1016 kg)
Адрастея     (1,8894 х 1016 kg)
Леда     (1,09 х 1016 kg)
Фобос     (1,08 х 1016 kg)
951 Гаспра     (1,0 х 1016 kg)
24 Темида     (7,2 х 1015 kg)
433 Ерос     (7,2 х 1015 kg)
Пан     (2,7 x 1015 kg)
Деймос      (1,8 х 1015 kg)
4979 Отавара     (2 х 1014 kg)
4179 Тутатис     (5,0 х 1013 kg)
1620 Географ     (4 х 1012 kg)
1862 Аполон     (2 х 1012 kg)
1566 Икар     (1 х 1012 kg)
4769 Касталия     (5,0 х 1011 kg)

Венера

Читател
-
0
Венера

venera

Венера е втората по ред планета от Слънцето и носи името на богинята Венера от римската митология. Тя е земеподобна планета, много близка по големина и общи качества до Земята; понякога е наричана „планетата-сестра на Земята”. От всички планети в Слънчевата система Венера има най-малък орбитален ексцентрицитет равен на 0,7% (нейната орбита е почти идеално кръгла).
Понеже Венера е по-близко до Слънцето спрямо Земята, тя винаги се наблюдава близко до него (най-голямата й елонгация е 47,8°). На Земята тя може да се наблюдава само непосредствено преди изгрев и непосредствено след залез. Обикновено тогава е най-яркото небесно тяло (след Луната и Слънцето, разбира се) и затова понякога бива считана за звезда и наричана „Зорница” и „Вечерница”.
Венера е била известна на древните вавилонци (около 1600 г. пр.н.е.) и вероятно е била позната и в праисторически времена поради високата си яркост. Неин символ е стилизираният образ на огледалото на богинята Венера: окръжност с малък кръст отдолу (♀).

Венера има атмосфера, съдържаща главно въглероден диоксид и малко количество азот. Налягането на повърхността на планетата е огромно — 90 пъти по-високо от това на земното морско равнище или еквивалентно на налягането в земните океани на около 1 km дълбочина. Атмосферата богата на CO2 поражда силен парников ефект и повишава температурата на повърхността с повече от 400 °C над стойността която тя би имала ако Венера нямаше атмосфера; в ниските екваториални райони температурата на повърхността достига до 500 °C. Поради този факт повърхността на Венера, взета като цяло, е по-гореща от тази на Меркурий, независимо от факта, че Венера е почти два пъти по-далече от Слънцето и съответно получава само 25% от слънчевата енергия, която получава Меркурий (2613,9 W/mІ в горните части на атмосферата и само 1071,1 W/mІ на повърхността).
Поради конвекцията и топлинната инертност на нейната гъста атмосфера, на Венера температурата не се изменя значително между дневната и нощната й страна, въпреки изключително бавното й въртене (по-малко от един оборот за една венерина година; на екватора скоростта на въртене е едва 6,5 km/h). Ветровете в горните слоеве на атмосферата обикалят планетата само за 4 дни, като подпомагат разпределението на слънчевата топлина.
Слънчевата енергия е много по-ниска на повърхността на планетата спрямо горните слоеве на атмосферата и поради нейната гъста облачна покривка, която отразява по-голямата част от енергията обратно в космоса. Болометричното албедо на Венера е приблизително 60%, а видимото й албедо е дори още по-високо. Без наличието на парников ефект температурата на Венера би била много близка до температурата на повърхността на Земята. Честа грешка е да се мисли, че гъстата атмосфера сама по себе си задържа топлината на повърхността на планетата; всъщност единствено въглеродния диоксид е парников газ, а гъстата атмосфера като цяло отразява голяма част от слънчевите лъчи.
В горните слоеве на атмоферата преобладават силни ветрове със скорост 350 km/h; на повърхността ветровете са много слаби — само няколко километра в час. Поради високата плътност на атмосферата обаче дори и слаби ветрове могат да упражнят значителна сила върху препятствията, на които се натъкнат. Високите облаци са съставени предимно от серен диоксид и капки от сярна киселина, които правят повърхността на планетата невидима в оптичния диапазон. Температурата на горните слоеве на атмосферата е около −45 °C. Средната температура на Венера, по данни на НАСА, е 464 °C. За минималната температура на повърхността се предполага, че е поне 400 °C.

Венера има бавно ретроградно въртене (обратно на часовниковата стелка), което означава, че тя се върти от изток на запад вместо от запад на изток (както повечето други основни планети) (Плутон и Уран също имат ретроградно въртене, въпреки че оста на въртене на Уран има наклон 97,68 градуса и почти лежи на неговата орбитална равнина). Не е известно със сигурност защо Венера се върти обратно на часовниковата стрелка, въпреки че се предполага, че в миналото се е сблъскала с много голям астероид.
Една интересна подробност за въртенето на Венера е, че то изглежда е в синхрон с положението на Земята; Венера е винаги обърната с една и съща страна към Земята, когато двете планети се намират възможно най-близко по техните орбити (5,001 Венерини дни между две последователни сближавания). Този ефект може да се обясни с приливния ефект на Земята върху Венера, но може и да е просто съвпадение.
Венера има два основни „континента”, които са по-високи от заобикалящите ги обширни равнини. Името на северния континент е Ishtar Terra и на него се намира една от най-високите планински вериги — Maxwell Montes („Максуелски планини“), която е приблизително 2 km по-висока от Еверест и носи името на Джеймс Максуел. Тя обгражда платото Lakshmi Planum. Ishtar Terra („Земя на Ищар“) е голяма приблизително колкото Австралия. В южното полукълбо е по-голямата Aphrodite Terra („Земя на Афродита“), която е голяма приблизително колкото Южна Америка. Между тези континенти има множество широки падини, като Atalanta Planitia, Guinevere Planitia и Lavinia Planitia. С единственото изключение на Maxwell Montes, всички обекти и забележителности на повърхността на Венера носят имена на жени от историята или митологията.
Гъстата атмосфера на Венера успешно „oмекотява” сблъсъците на метеорити (особено на сравнително малките) с повърхността; метеоритни кратери с диаметър по-малък от 3,2 km не могат да се формират.
Почти 90% от повърхността на Венера се състои от сравнително скорошно (в геологичен план) изстинала базалтова лава и много малко метеоритни кратери. Предполага се, че причината за това са интензивни вулканични изригвания, които са променили почти изцяло повърхността на планетата. Вътрешността на планетата е най-вероятно много близка до тази на Земята: желязно ядро с радиус около 3000 km, обградено от полуразтопена скалиста мантия, която заема по-голямата част от обема на Венера. Резултати от измервания на гравитацията, извършени от апарата Магелан, посетил планетата през 1994 г., показват, че дебелината на кората на Венера е по-голяма от очакваната от специалистите. Според една теория Венера няма активна тектоника, подобна на земната; вместо това повърхността й бива периодично заливана от лава вследствие на масивни вулканични изригвания. За най-старите участъци от повърхността е установено, че са само на около 800 милиона години (по-малко от 1/5 от вързрастта на планетата); останалата повърхност е значително по-млада (но в по-голямата си част е на поне 100 милиона години). Скорошни изследвания също сочат, че в изолирани участъци на Венера все още има вулканична активност.
За вътрешното магнитно поле на Венера е установено, че е слабо в сравнение с другите планети от Слънчевата система. Този факт може да се обясни с бавното въртене на планетата, което прави невъзможна циркулацията на течно желязо в ядрото й. В резултат на това слънчевият вятър въздейства директно върху горните слоеве на атмосферата. Учените считат, че преди време на Венера е имало толкова вода, колкото и на Земята, но слънчевият вятър бавно е разрушил водните молекули до съставните им елементи (водород и кислород). Гравитацията на Венера е недостатъчна да задържи лекия изотоп на водорода (водород-1) и той впоследствие се е разпръснал в междупланетното пространство. За сметка на това по-тежкият деутерий (водород-2) бива задържан по-успешно от венерината гравитация. Доказателство за това е повишената му концентрация в горните слоеве на атмоферата. Молекулярният кислород от друга страна е реагирал с елементи на повърхността на планетата. Поради липсата на вода скалите на Венера са много по-твърди от земните, което прави възможни по-стръмни скали и по-високи планини.
За Венера се е считало, че има естествен спътник — Нейт — мит, породен от наблюденията на Джовани Доминико Касини през 1672 г. Спорадичните съобщения за наблюдаван естествен спътник на Венера продължават чак до 1892 г. В днешно време е потвърдено, че Венера няма естествени спътници и че всички предишни съобщения са били породени от бледи звезди, случайно попаднали на малко ъглово разстояние до планетата.

Венера е най-яркото небесно светило на сутрешния и вечерния небосвод (изключвайки Слънцето и Луната) и е била известна още в преисторическите времена. Един от най-старите запазени астрономически документи от Вавилонската библиотека в Ашурбанипал от 1600 пр.н.е. представлява 21-годишни записки на небесните явления на Венера (която ранните вавилонци са наричали Ниндарана). В Акад тя е била олицетворявана с майката-богиня Ishtar (чието име взаимства континента Ishtar Terra). В китайската митология тя е била наричана Жин-Ксинг или планетата на елемента метбл.
В ранния период на Древна Гърция сутрешните и вечерните явления на Венера са считани за две резлични светила. Древните гърци са наричали сутрешното явление на Венера фосфор, а вечерното — хеспер. Предполага се, че Питагор първи е разпознал факта, че става въпрос за един и същи обект. За живелия през 4 век пр.н.е. Хераклид Понтийски пък се знае че е осъзнал факта, че Венера и Меркурий обикалят около Слънцето, а не около Земята.

Поради това, че нейната орбита е разположена по-близко до Слънцето от тази на Земята, Венера преминава през различни фази по начин, подобен на Луната. Първият човек наблюдавал фазите на Венера, е Галилео Галилей през декември 1610 г. с помощта на неговия саморъчно направен телескоп. Това наблюдение е потвърждава хелиоцентричната система за организацията на Слънчевата система издигната от Николай Коперник. Галилей също така забелязва промените във видимия диаметър на Венера в зависмост от нейните фази — когато е видима голяма част от диска й, то той е малък, а когато Венера изглежда като полумесец, то размерите на полумесеца са големи. С други думи, когато Венера изглежда като полумесец, тя е по-близко до Земята, отколкото когато дискът й е пълен — извод който силно поддържа хелиоцентричната система на Коперник. Венера (както и Меркурий) обаче не е видима, когато нейният диск е съвсем пълен (когато тя е възможно най-отдалечена от Земята), понеже при това положение нейната светлина се изгубва в мощния блясък на Слънцето.
Венера е най-ярка когато приблизително 25% от нейния диск е видим, или 37 дни преди и след най-близкия й подход спрямо Земята. Най-голямата й елонгация се наблюдава 70 дни преди и след най-близкия й подход — в този момент половината от диска на Венера е видим. В периода между максимална елонгация и максимална яркост Венера може да се наблюдава с невъоръжено око през деня.
В редки случаи Венера може да се види непосредствено преди изгрев и непосредствено след залез в рамките на един ден. Това е възможно когато Венера е максимално отдалечена от еклиптиката и същевременно е възможно най-близко до Земята. При това положение в едно от земните полукълба (или Северното или Южното) тя ще може се наблюдава два пъти в рамките на един ден. За последен път в Северното полукълбо това се е случвало на 29 март 2001 г., а за последен път в Южното полукълбо — на 19 август 1999 г. Събитието се повтаря с период от 8 години.
Пасажите на Венера настъпват, когато планетата пресече линията, свързваща Слънцето и Земята и по този начин закрие част от видимия слънчев диск. Те са редки астрономически явления. За първи път такъв пасаж е наблюдаван на 4 декември 1639 г. от Йеремия Хорокс и Уилям Крабтрий. През 1761 г. Михаил Ломоносов наблюдава пасаж на Венера, от който заключава че Венера има атмосфера. През 19-ти век наблюдения на паралакса при пасаж на Венера, направени по едно и също време на различни точки от земната повърхност, позволяват за първи път да се определи с точност разстоянието от Земята до Слънцето (астрономическата единица), а по този начин и размерите на цялата Слънчева система.
В исторически план последният период на пасажи на Венера е бил между 1874 и 1882 г. Текущият период ще продължи от 2004 до 2012 г. Възможно е да се наблюдават само през началото на юни или началото на декември, понеже единствено тогава Венера пресича еклиптиката (равнината в която лежи земната орбита).
През 19 век много наблюдатели погрешно са считали, че Венера има период на въртене от приблизително 24 часа. Италианският астроном Джовани Шапарели първи предсказва, че въртенето на Венера е значително по-бавно, допускайки, че планетата е обърната винаги с една и съща страна към Слънцето вследствие на слънчевите приливни сили (същото твърдение той прави и за Меркурий). Всъщност и двете твърдения са грешни — Венера се върти бавно около оста си в посока, обратна на часовниковата стрелка, а Меркурий се завърта точно три пъти около оста си за всеки две свои обиколки около Слънцето (3:2 орбитален резонанс със Слънцето). Бавното въртене на Венера и фактът, че тя изглежда е в резонанс със Земята (Венера винаги е обърната с една и съща страна към Земята, когато двете планети са максимално сближени и следователно Венера е най-удобна за наблюдения), са подвели астономите да приемат теорията на Джовани Шапарели. Истинската скорост на въртене на Венера около оста й е измерена за първи път през 1961 г. чрез радарни вълни, отразени от повърхността на Венера обратно към Земята. За целта са използвани 26 метровия радиотелескоп в Голдстоун Калифорния, радиообсерваторията Jodrell Bank в Обединеното Кралство и съветската обсерватория в Евпатория. Точността на измерванията впоследствие е подобрявана с всяко изминало сближаване. Фактът, че Венера се върти ретроградно не е бил известен до 1964 г.
Преди радионаблюденията през 60-те години на миналия век е била разпространена представата, че средата на Венера е а много подобна на земната. Поради факта, че Венера е по-близо до Слънцето, се е считало, че повърхността й е покрита с джунгли и гъсти дъждовни облаци. Спекулирало се е даже дотам, че тя има океани от суров петрол.
През 1956 г. измервания в микровълновия обхват показват наличие на източник на висока температура — над 600 K. Едновременно с това измервания в милиметровия обхват свидетелстват за много по-ниски температури. Правото да обяснят тези резултати си оспорват две теории: според едната източникът на висока температура е йоносферата на Венера, а според другата — повърхността й.

През втората половина на 20-ти век са проведени многобройни безпилотни мисии до Венера. Няколко от тях са осъществили меки кацания на повърхността на планетата. Досега обаче не е осъществена мисия за връщане на материал от повърхността на Венера към Земята.

Орбитата на Венера е по-близко до Слънцето от тази на Земята средно с 28%. Тази разлика се равнява на 41 милиона километра, които трябва да се изминат по посока към Слънцето. Потенциалната енергия, освободена при този преход, ще се преобразува в кинетична енергия, която ще доведе от своя страна до значително увеличение на скоростта. За близък и безопасен подход към Венера е необходимо да се ограничи тази допълнителна скорост. Ситуацията е аналогична на излизане от път на ръба на пропаст, пропадане надолу в пропастта и безопасно включване в движението на друг път, който се намира на дъното на пропастта. (виж орбитална механика и преходна орбита на Хохман)

На 12 февруари 1961 г. Венера 1, изстрелян от СССР и първи от мисията Венера, става първият апарат, достигнал до друга планета. Въпреки проблеми, свързани с прегрял ориентационен сензор, Венера 1 се счита за първия междупланетен апарат. Оборудването му включва: слънчеви панели, параболична антена за телеметрия, стабилизация по трите оси и двигател за корекция на курса. Венера 1 е и първият апарат, изстрелян от паркова орбита.
Първата истински успешна мисия до Венера е осъществена от американския апарат Маринър 2 (базиран на лунния апарат Рейнджър), който посещава планетата през 1962 г. По време на мисията е установено, че Венера няма магнитно поле и е измерена нейната микровълнова емисия.
Зонд 1 е изстреляна на 2 април 1964 г. от СССР, но мисията завършва преждевременно поради повреда на апарата.

Цветна снимка на повърхността на Венера, заснета от спускаемия модул на Венера 13

На 1 март 1966 г. съветската сонда Венера 3 се разбива на повърхността на Венера и така става първият обект, достигнал до повърхността на друга планета. Венера 2 (изстреляна по-рано) прегрява и приключва мисията си преждевременно.
Спускателният модул на Венера 4 навлиза в атмосферата на Венера на 18 октомври 1967 г. и предава първите директни измервания на температурата, налягането, плътността и химичния състав на атмосферата на друга планета. Данните за въглероден диоксид показват, че той съставлява 95% от атмосферата. От друга страна сензорите за налягането, вземайки предвид и данните на Маринър 5, показват повърхностно налягане, много по-голямо от очакваното — от порядъка на 75-100 атмосфери.
Резултатите впоследствие са потвърдени и доуточнени от Венера 5 и Венера 6 на 16 и 17 май 1969 г. До този момент нито един апарат не е осъществил успешно меко кацане на повърхността — батериите на Венера 4 се изтощават по време на бавното спускане през гъстата атмосфера, докато Венера 5 и Венера 6 са смачкани от високото налягане на височина 18 km от повърхността на планетата.
Първото успешно кацане е осъществено от Венера 7 на 15 декември 1970 г. Измерени са повърхностни температури от 457 до 474 °C. Венера 8 каца успешно на 22 юли 1972 г. Освен вертикални профили на температурата и налягането, бордният фотометър на апарата показва, че долната граница на облаците изцяло покриващи Венера е на височина 35 km; на по-малки височини атмосферата е прозрачна. Химичният състав на кората също е анализиран посредством гама спектрометър.

Съветският апарат Венера 9 влиза в орбита около планетата на 22 октомври 1975 г. Изпратена е информация за облаците, йоносферата и магнитосферата на Венера, както и радарни измервания на повърхността.
Тежащият 660 kg спускателен модул на Венера 9 каца успешно и предава първите снимки от повърхността и резултати от анализ на кората с гама спектрометър и инструмент за измерване на плътността. По време на спускането са съставени вертикални профили на налягането, температурата, осветеността и измервания на гъстотата на облачната покривка посредством нефелометър. Установено е, че облаците формират три различни слоя.
На 25 октомври Венера 10 прави подобни измервания.

През 1978 г. НАСА изпраща два апарата от програмата Пионер до Венера. Мисиите съчетават орбитален и спускателен модули, всеки изстрелван от Земята поотделно. Спускателният модул съдържа една основна и три малки атмосферни сонди. Основната сонда е активирана на 16 ноември 1978 г., а трите малки сонди — на 20 ноември. Сондите навлизат в атмосферата на Венера на 9 декември, следвани от самия спускателен модул. Въпреки че не се очаква те да оцелеят при спускането през атмосферата, една от сондите достига до повърхността и предава данни в продължение на 45 минути. Орбиталният модул е вкаран в елиптична орбита и продължава да изследва планетата със своите 17 инструмента, докато горивото необходимо за поддръжка на орбитата му не свършва през август 1992 г. и апаратът навлиза в атмосферата.

На 21 декември и 25 декември 1978 г. спускателните модули на Венера 11 и Венера 12 съответно успешно достигат повърхността на планетата. Направени са цветни снимки на повърхността и е използван пробивен инструмент за анализ на материал от повърхността на планетата, който за съжаление не проработва. Други инструменти на борда на спускателните модули са нефелометър, масов спектрометър, газов хроматограф и флуоресцентно-рентгенов инструмент за химичен анализ на частиците в облаците, който показа изненадващо високо съдържание на хлор освен наличната сяра. Регистрирани са и електромагнитни смущения, породени от светкавици.
Мисиите на Венера 13 и Венера 14 са практически същите като на тези на Венера 11 и 12. Те пристигат на Венера съответно на 1 март и 5 март 1982 г. При тях за щастие инструментът за анализ на материал от повърхността проработва. Химичният анализ показва бoгати на калий базалтови скали.
На 10 октомври и 11 октомври 1983 г. Венера 15 и Венера 16 влизат в полярни орбити около Венера. Венера 15 успява да анализира и картографира горните слоеве на атмосферата с инфрачервен спректрометър. От 11 ноември 1983 г. до 10 юли 1984 г. двата апарата картографират около една трета от повърхността на планетата, намираща се в северното й полукълбо, използвайки радар със синтетична апертура. Данните от тези експерименти за първи път предоставят ясна картина на геологичните процеси, оформили повърхността на Венера. Открити са и необикновено големи короноподобни и паякоподобни щитовидни вулкани. Не са открити следи от тектонична активност, поне не в наблюдаваната една трета от повърхността.
Съветските апарати Вега 1 и Вега 2 посещават Венера на 11 юни и 15 юни 1985 г. Техните спускаеми модули провеждат ескперименти, включващи анализ на атмосферни аерозолни частици, устройства за събиране и анализ на аерозолен материал с помощта на масов спектрометър, газов хроматограф и рентгенов флуоресцентен спектрометър. Установено е, че горните два слоя на атмосферата съдържат капки сярна киселина, докато долният слой вероятно се състои от разтвор на фосфорна киселина. Повърхността е анализирана с помощта на пробивен инструмент и гама спектрометър.
Двете мисии спускат и две сонди-аеростати, които са носени от ветровете на височина от около 53 km в продължение на 46 часа, като това им позволява да обиколят около 1/3 от планетата. Предадени са данни за скоростта на вятъра, температурата, налягането и гъстотата на облаците. Нивото на турболенцията и конвекцията е по-високо от очакваното; на няколко пъти са регистрирани внезапни загуби на височина от 1 до 3 km, вероятно породени от конвекционни потоци.
Двата основни апарата продължават към Халеевата комета, която имат шанс да изследват след 9 месеца, използвайки 14 допълнителни инструмента и камери.

На 10 август 1990 г. апаратът на НАСА Магелан влиза в орбита около Венера и започва да осъществява мисията си, състояща се в детайлно радарно картографиране (с разделителна способност от около 100 метра) на цялата повърхност. След четири години мисията е успешно приключена и по план на 11 октомври 1994 г. апаратът е изведен от орбита и погълнат от атмосферата. За някои части от апарата се спори, че може би са стигнали до повърхността.

В последните години няколко космически апарата се приближават до Венера, изполвайки нейната гравитация за набиране на необходимата скорост за посещение на други обекти в Слънчевата система; в това число са апаратите Галилео към Юпитер, Касини-Хюйгенс към Сатурн и MESSENGER към Меркурий. (планирано посещение през 2008 г.)

Венера във фантастиката

* Преди да бъде изследвана от апарати, Венера е била източник на вдъхновение за много писатели-фантасти, който често са я представяли приличаща на Земята. Венера е родната планета на меконите, враговете на героя от комиксите на 50-те Дан Безстрашния. Тя е представена като втората райска градина в романа Пареландра на Клайв Стейпълс Луис. В епиката на Олаф Стейпълтън Последните и първи хора Венера е океанска идилия, където хората развиват възможността да летят.
* По-съответстващо с научните схващания представяне на Венера е това на Бен Бова в романа Венера, художествената стойност на която обаче е под въпрос.
* На Венера са разположени тренировъчните и тераформиращи съоръжения в света на Стар Трек. Фактът също е споменан от Артър Кларк във 3001: Последната одисея.

Източник: nauka.bg

1...108109110...170страница 109 на 170