Venus

Venuksesta näkyy vain pilviverhon yläosa. Visuaalisesti pilvipeitteen yksityiskohtia on vaikea erottaa. Ne ovat selvempiä sinisessä tai ultravioletissa valossa. (kuva NASA)


Venus

Selite

radan isoakselin puolikas	108.2 milj. km = 0.723 AU
kiertoaika Auringon ympäri	224.7 vuorokautta
radan eksentrisyys	0.007
radan inklinaatio	3.4°
ekvaattorisäde	6052 km
pyörähdysaika	244.3 vuorokautta (R)
massa	4.87×10²⁴ kg
tiheys	5.2 g/cm³
geometrinen albedo	0.65
kuita	ei ole

Venus on toinen planeetta Auringosta lukien, ja Maata lähimmäksi tuleva planeetta; lähimmillään Venus on vain noin 42 miljoonan kilometrin päässä meistä.

Venuksen pyörähdysaika on pitempi kuin millään muulla planeetalla. Pyörimissuunta on myös vastakkainen muiden planeettojen pyörimissuuntaan nähden.

Venusta kutsutaan myös ilta- ja aamutähdeksi, sillä se näkyy joko aamu- tai iltataivaalla. Auringon ja Kuun jälkeen se on ajoittain taivaan kirkkaimmin loistava kohde. Venus voi etääntyä noin 47 asteen päähän Auringosta.

Kaukoputkella tai jopa kiikarilla voi nähdä Venuksen vaiheet. Vaiheet havaitsi ensimmäisenä Galileo Galilei vuonna 1610.

Kun Venus on lähimmillään Maata konjunktiossa (ks. sisäplaneetan liike), se on Maan ja Auringon välissä ja pimeä puoli on Maahan päin. Kirkkauteen vaikuttaa sekä valaistuna näkyvän pinnan osuus että Venuksen etäisyys Maasta. Kirkkaimmillaan Venus on noin 35 vuorokautta ennen konjunktiota ja sen jälkeen. Silloin pinnasta noin kolmasosa on valaistuna, mutta planeetta on niin lähellä, että valaistu osa näyttää Maasta katsottuna olevan suurimmillaan.

Kaukoputkella Venuksesta näkyy vain sen tasainen pilviverho. Koko pinta on peittynyt läpinäkymättömän pilvivaipan alle. Edes luotainkuvat eivät paljastaneet pinnanmuotoja. Ensimmäinen Venuksen ohi lentänyt luotain oli Yhdysvaltain Mariner 2 vuonna 1962; tämä oli samalla ensimmäinen planeettaluotain.

Jo Maasta käsin tehdyin havainnoin saatiin selville, että suurin osa ilmakehästä on hiilidioksidia (noin 98%). Pilvien koostumus selvisi luotainten avulla. Pilvistä huomattava osa on rikkihapon ja veden sekoitusta.

Ensimmäinen Venuksen pinnalle laskeutunut luotain oli Neuvostoliiton Venera 9 vuonna 1975. Se lähetti ensimmäiset kuvat Venuksen tulisen kuumalta pinnalta. Myös useita muita neuvostoliittolaisia Venera-luotaimia on laskeutunut pinnalle ja kuvien ohella ne ovat lähettäneet tietoja pinta-aineen koostumuksesta.

Pinta-aine muistuttaa paikon basalttia, paikoin graniittia. Pinnalla on ilmeisesti eri-ikäisiä alueita, mutta enimmäkseen pinta-aine on suhteellisen vanhaa, parisen miljardia vuotta. Myös merkkejä tuliperäisestä toiminnasta on havaittu.

Jo ennen luotainletoja tiedettiin, että lämpötila Venuksen pinnalla on satoja asteita. Luotaimet vahvistivat lämpötilaksi 750 K (475 celsiusastetta) ja paineeksi 90 ilmakehää. Syynä Venuksen pinnan korkeaan lämpötilaan on pitkälle kehittynyt kasvihuoneilmiö.

Venusta kiertävin tutkaluotaimin on koko pinta onnistuttu kartoittamaan; ensimmäinen tutkaluotain oli Yhdysvaltain Pioneer Venus 1, joka 1980 sai valmiiksi lähes koko pinnan kattavan tutkakartan.

Venuksen pinnalla on laaksoja ja korkeita vuoristoja. Suurin yhtenäinen ylänköalue on Venuksen ekvaattorin lähellä oleva Aphrodite Terra, joka on likimain Etelä-Amerikan kokoinen. Toinen suuri ylänkö on noin 70 astetta pohjoista leveyttä oleva Ishtar Terra, jossa sijaitsee Venuksen korkein vuori Maxwell Montes.

Erikieliset vastineet

Venus

englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 21.11.2024: Tähtitiede:Venus. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:Venus.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →