Березнівська центральна районна дитяча бібліотека

Будова сонця

У залежності від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на кілька концентричних шарів, що поступово переходять один в інший. У центрі Сонця температура сягає 15 млн. градусів. Густина його речовини в середньому дорівнює 1,41 г/см3, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Майже вся, енергія Сонця генерується в центральній області з радіусом приблизно 1/3 сонячного. Ця енергія передається назовні через шари, що оточують центральну частину. Наступну третину радіуса займає конвективна зона. Ядро і конвективна зона фактично не спостерігаються, про них відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних. Над конвективною зоною розташовуються шари Сонця, що спостерігаються безпосередньо і називаються його атмосферою. Вони краще вивчені, тому що про їхні властивості можна дізнатися зі спостережень.
Сонячна атмосфера також складається з декількох шарів. Зовнішня оболонка типова для зір з водневою сферою, з атомним відношенням водню до гелію, близьким до 10. Найглибший і найтонший із шарів - фотосфера - безпосередньо спостерігається у видимому безперервному спектрі. Це найбільш яскрава оболонка. Товщина фотосфери складає близько 300 км (менше 0,001 сонячного радіуса). Чим глибші шари фотосфери, тим вони гарячіші. У зовнішніх холодніших шарах фотосфери на фоні безперервного спектра утворюються Фраунгоферові лінії поглинання. За допомогою великого телескопа можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери, що називається грануляцією і вказує на сильний турбулентний рух газів поблизу поверхні й на циркуляцію газів до глибин у десятки тисяч кілометрів. Виникнення грануляції пов'язане з конвекцією, що відбувається під фотосферою. Такий рух газу в сонячній атмосфері породжують акустичні хвилі. Поширюючись у верхні шари атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і здійснюють нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери й корони.
Хромосфера менш яскрава (на 16%), ніж фотосфера. Верхні шари атмосфери з температурою близько 4500 К є "найхолоднішими" на Сонці. Тут температура газів швидко зростає як усередину, так і вгору. Шар хромосфери добре помітний під час повного сонячного затемнення як рожеве кільце, що вибивається через темний диск Місяця.
На краю хромосфери спостерігаються невеликі язички полум'я - хромосферні спікули - це "язички" ущільненого газу. Тут також можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній Гідрогену, Гелію, іонізованого Кальцію й інших елементів, що раптово спалахують під час повної фази затьмарення.
За структурою хромосфера значно відрізняється від фотосфери: вона має більш неправильну й неоднорідну структуру. Виділяються два типи неоднорідності - яскрава й темна, - які за своїми розмірами перевищують фотосферні гранули. Загалом розподіл неоднорідностей утворює так звану хромосферну сітку, добре помітну в лінії іонізованого Кальцію. Як і грануляція, вона є наслідком руху газів у підфотосферній конвективній зоні, який відбувається тільки в більших масштабах. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх шарах десятків тисяч градусів.
Найвища і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери - корона, що простягається на десятки сонячних радіусів і має температуру близько мільйона градусів. Корону можна побачити тільки під час повного сонячного затемнення або за допомогою коронографа.

Випромінювання сонця

Уся сонячна атмосфера знаходиться в постійному коливанні. У ній присутні як вертикальні, так і горизонтальні хвилі, довжина яких сягає декількох тисяч кілометрів. Коливання мають резонансний характер. У виникненні явищ, що відбуваються на Сонці, велику роль відіграють магнітні поля. Магнітні поля змінюються відповідно до 11-річного циклу сонячної активності. Енергія повільно дифундує до зовнішніх шарів завдяки атомному поглинанню і випромінюванню, а в зовнішній конвективній зоні, що складає 30% радіуса Сонця і 1% його маси, вихори газу, що піднімаються й опускаються, переносять енергію до фотосфери, із якої відбувається її випромінювання, що супроводжується значною втратою сонячної маси.
Радіовипромінювання Сонця має дві складові: постійну й змінну. Під час сильних сонячних спалахів радіовипромінювання Сонця зростає в тисячі, іноді в мільйони разів у порівнянні з радіовипромінюванням спокійного Сонця. Відомо, що Сонце є джерелом постійного потоку часток - корпускул. Корпускулярне випромінювання складають нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також важчі атомні ядра Сонця. Окремі згустки гарячого іонізованого газу "вистрілюють" з областей, що оточують сонячні плями, і рухаються. Сонця зі швидкістю в кілька сотень і навіть тисяч кілометрів на секунду.
Із сонячними спалахами пов'язані найпотужніші короткочасні потоки часток, переважно електронів і протонів. У результаті найпотужніших спалахів частки можуть набувати швидкості, що складає помітну частку швидкості світла.! Частки з такими великими енергіями називаються сонячними космічними променями. Сонячне корпускулярне випромінювання впливає на Землю, і, насамперед, на її верхні шари атмосфери й магнітне поле, викликаючи безліч різноманітних геофізичних явищ.
Найпотужніший прояв хромосфери - спалах. Вони відбуваються в порівняно невеликих областях хромосфери корони, розташованих над групами сонячних плям. За своєю природою спалах - це вибух, викликаний раптовим стисканням сонячної плазми. Стискання відбувається під тиском магнітного поля і призводить до утворення довгого плазмового джгута. Довжина такого утворення складає десятки, сотні тисяч кілометрів. Триває спалах, як правило, близько години. Хоча детально фізичні процеси, що призводять до виникнення спалахів, ще не вивчені, зрозуміло, що вони мають електромагнітну природу. Найбільш грандіозними утвореннями в сонячній атмосфері є протуберанці - відносно щільні хмари газів, що виникають у сонячній короні або викидаються в неї з хромосфери .Типовий протуберанець має вигляд гігантської сяючої арки що спирається на хромосферу, й утворений зі струменів і потоків щільнішої й холоднішої, ніж навколишня корона, речовини. Іноді ця речовина утримується прогнутими під його вагою силовими лініями магнітного поля, а іноді повільно стікає уздовж магнітних силових ліній. Є безліч різних типів протуберанців. Деякі з них пов'язані з вибухоподібними викидами речовини з хромосфери в корону. Сонячна корона - це зовнішні, дуже розріджені шари атмосфери Сонця.
Сонячну корону можна спостерігати в протягом буквально декількох десятків секунд у вигляді перлового сяйва під час повної фази сонячного затемнення навколо диска Місяця.
Важливою особливістю корони є її промениста структура. Довжина променів може сягати десятка і більше сонячних радіусів. Форма корони залежить від фази циклу сонячної активності: у роки максимуму вона майже сферична, у роки мінімуму - сильно витягнута уздовж екватора. Корона я собою сильно розріджену високоіонізовану плазму з температурою 1-2 млн. градусів. Причина такого великого нагрівання сонячної корони пов'язана з хвильовими рухами, що виникають у конвективній зоні Сонця. Світло корони майже збігаються зі світлом випромінювання всього Сонця. Це пов'язано з тим, що вільні електрони, які знаходяться в короні, розсіюють випромінювання, що надходить від фотосфери. Через величезну температуру частки рухаються настільки швидко під час зіткнень від атомів відлітають електрони, які потім рухаються як вільні частки. У результаті цього легкі елементи повністю втрачають усі свої електрони, так що в короні залишаються тільки протони й альфа-частинки. Важкі елементи втрачають до 10-15 зовнішніх електронів, тому в сонячній короні спостерігаються незвичайні спектральні лілії. Гаряча плазма сильно випромінює й поглинає радіохвилі, тому сонячне радіовипромінювання спостерігається в сонячній короні. Іноді тут також відзначаються області зниженого світіння, що називаються корональними дірами.

МІСЯЦЬ
І варіант

Місяць - найближче до нас небесне тіло і єдиний супутник Землі. Пара "Земля - Місяць" гравітаційно пов'язана. Слід зазначити, що розрив цієї пари не відбувся тільки тому, що вона знаходиться на достатній відстані від Сонця, а також через те, що Місяць має порівняно малу масу. За час свого утворення система "Земля - Місяць" під впливом припливів зазнала значної еволюції. Наприклад, були часи, коли обидві планети були досить близькі й період обертання Землі був майже на 10% швидший, це означає, що в девонському періоді в році було близько 450 діб. Форма Місяця близька до кулі, екваторіальний діаметр її складає 3477 км. Маса Місяця у 81,3 рази менша за масу Землі й складає 7,35 o 1022 кг. Середня густина Місяця дорівнює 3,34 г/см3 (0,61 середньої густини Землі). Через те що густина Місяця близька до густини силікатів, це означає, що в ньому немає масивного залізного ядра. Швидкість обертання Місяця навколо осі збігається з кутовою швидкістю обертання навколо Землі, тому Місяць завжди обернений до Землі однією півкулею. Супутник Землі рухається зі швидкістю 1,02 км/с уздовж приблизно еліптичної орбіти в напрямку проти годинникової стрілки. Площина орбіти Місяця нахилена до екліптики під кутом 5°8'48'', що зазнає невеликих коливань. Велика піввісь орбіти Місяця, що дорівнює середній відстані між центрами Землі й Місяця, складає 384 400 км (приблизно 60 радіусів Землі). Внаслідок еліптичності орбіти (ексцентриситет дорівнює 0,0549) і збурювань відстань до Місяця коливається від 356 400 до 406 800 км. В період обертання Місяця навколо Землі (сидеричний місяць) дорівнює 27,32 земної доби, але зазнає невеликих коливань і дуже малого вікового скорочення.
Прискорення вільного падіння на поверхні Місяця в 6 разів менше, ніж на Землі, і дорівнює 1,62 м/с2. Перша космічна швидкість Місяця 1680 м/с, друга - 2 375 м/с. Місяць не має атмосфери, тому що через мале притягання вона не могла втримати газову оболонку, а також воду у вільному стані. На відміну від Землі, Місяць не має власного магнітного поля. Земля й Місяць належать до дуже давніх утворень. Близько З млрд років тому на Місяці був розквіт вулканізму, тоді Місяць мав сильне магнітне поле. Але потім розвиток формації багатих на залізо меланократових базальтів, що виконують депресії, припинилося в результаті консолідації Місяця, а одночасно з цим припинило існування і його магнітне поле.
Поверхня Місяця досить темна, її альбедо дорівнює 0,073, тобто вона відбиває в середньому лише 7,3% світлових променів Сонця. У залежності від фаз, ця кількість світла зменшується набагато швидше, ніж площа освітленої частини Місяця, так що коли Місяць знаходиться у чверті й ми бачимо половину його диска світлим, він посилає нам не 50%, а лише 8% світла від повного Місяця. Місячне світло значно червоніше за сонячне. Місяць обертається щодо Сонця з періодом, рівним синодичному місяцеві, тому день на Місяці триває майже 15 діб і стільки ж триває ніч. Не будучи захищеною атмосферою, поверхня Місяця нагрівається вдень до +110 С, а вночі остигає до -120°С, однак ці величезні температурні коливання майже ніяк не впливають на поверхню Місяця, тому що через надзвичайно слабку теплопровідність поверхневих шарів коливання проникають усередину лише на кілька дециметрів. З цієї ж причини під час повних місячних затемнень нагріта поверхня Місяця швидко охолоджується, хоча деякі місця можуть довше зберігати тепло, тому можна припустити, що на Місяці є так звані гарячі плями, які характеризуються великою теплоємністю.
Рельєф поверхні Місяці був вивчений в основному за допомогою багаторічних телескопічних спостережень. Кратери (і кільцеві структури) на поверхні Місяця розподіляються на ендогенні, пов'язані з вулканічною діяльністю вибухового характеру, і космогенні, обумовлені падінням на поверхню Місяця метеоритів. Кратери ендогенної природи мають тарілкоподібну форму, зі збільшенням їхнього діаметра відзначається і незначне збільшення глибини. Формування цих кратерів пов'язане з розвитком пласких вулканічних структур і загальною деструкцією й відновленням на Місяці давньої кори. Це здебільшого великі утворення діаметром від 20 до 200 км. Подібними кратерами фіксуються розтягання й тоншання кори (рифтинг) і напрямки підйому до поверхні магматичних мас на шляху формування величезних вулканічних депресій - Море Ясності, Море Дощів. Утворення вулканічних депресій - яскраво виражений прояв ендогенної активності Місяця на стадії, коли зовнішні шари її консолідувалися, а надра ще залишалися в розплавленому стані. Космогенні кратери чашкоподібні, невеликі, характеризуються швидким зростанням глибини зі збільшенням їхнього розміру. і "Місячні моря" займають близько 40% видимої поверхні Місяця і являють собою величезні рівнинні низовини, пересічені тріщинами і невисокими звивистими валами. Великих кратерів на морях порівняно мало. Багато морів оточені концентричними кільцевими хребтами. Інша, світліша поверхня вкрита численними кратерами, кільцеподібними хребтами, борознами і т. ін. Кратери на місячній поверхні мають різний відносний вік: від давніх, ледь помітних утворень до дуже чітких в обрисах молодих кратерів, іноді оточених світлими "променями". При цьому молоді кратери накладаються на більш давні, перекривають їх. В одних випадках кратери врізані в поверхню місячних морів, а в інших - гірські породи морів перекривають кратери. Тектонічні розриви то розсікають кратери і моря, то самі перекриваються більш молодими утвореннями. Разом з найбільшими депресіями простежуються витягнуті, рифтові структури, наприклад Альпійська додин
а. За рельєфом ціє долини наочно простежуються процеси розтріскування й розтягання первинної кори Місяця під тиском флюїдних базальтових розплавів, що піднімалися з його надр.
За даними міжпланетних станцій, зворотний, невидимий бік Місяця майже цілком представлений первинною, сильно висіченої кратерами корою і містить тільки одну вулканічну депресію діаметром близько 350 км і одну рифтову долину завдовжки близько 240 км. Це свідчить, що "темний бік" Місяця був більш ендогенно пасивним в порівнянні зі "світлим" боком, на якому вулканічна активність підсилювалася гравітаційним полем Землі.
Абсолютний вік місячних утворень встановлений тільки в декількох точках, в основному ж можна припустити, що вік найбільших кратерів (які складають основну масу) складає 3-4 млрд років, тобто утворені вони були в "доморський" період; а вік наймолодших великих кратерів складає десятки й сотні мільйонів років.
Зміна місячного рельєфу відбувалася під впливом як внутрішніх, так і зовнішніх факторів. За допомогою радіоізотопного аналізу було встановлено, що між 3,2 і 4,6 млрд років тому Місяць мав рідке ядро, у розплавленому матеріалі якого виникала конвенція, тобто надра Місяця були розігріті радіо-активним теплом, у результаті чого на його поверхню постійно викидалася лава. Так утворилися гігантські лавові поля, неабияка кількість вулканічних кратерів, а також численні тріщини й уступи. Разом із цим на поверхню Місяця випадала величезна кількість метеоритів і астероїдів, при вибухах яких виникали кратери завбільшки від мікроскопічних лунок до кільцевих структур поперечником у кілька сотень кілометрів. Через відсутність атмосфери й гідросфери значна частина цих кратерів збереглася і до наших днів.
На сьогодні метеорити падають на Місяць набагато рідше; вулканізм практично припинився, оскільки Місяць витратив занадто багато теплової енергії, а радіоактивні елементи були винесені в зовнішні шари. Про залишковий вулканізм свідчать витікання карбонововмісних газів у місячних кратерах. На Місяці й зараз відбуваються незначні коливання, що нагадують слабкі землетруси, зареєстровані сейсмографами, встановленими на Місяці американськими астронавтами. Сучасна техніка також дозволила встановити і внутрішню будову Місяця, що складається з ядра радіусом близько 750 км, мантії завтовшки до 1000 км і кори, товщина якої приблизно дорівнює 60 км.
Місяць не є самосвітним тілом, тому ми можемо спостерігати його тільки в тій частині, куди потрапляють прямі сонячні промені або промені, відбиті Землею. Цим можна пояснити і фази Місяця. Щомісяця він, рухаючись по орбіті, проходить між Сонцем і Землею, тобто Місяць не відбиває сонячних променів і ніби звернений до нас своєю темною стороною, тому в цей час на Землі спостерігається молодик. Після цього через пару днів на західній частині неба спостерігається зародження "молодого" місяця у вигляді вузької яскравої серпоподібної смужки. Інша частина місячного диска може в цей час слабко освітлюватися Землею, поверненою до супутника своєю денною півкулею. Таке слабке світіння називають попелястим ,! світлом Місяця. Через 7 діб Місяць відходить від Сонця на І 90°!|Терша чверть настає, коли освітлюється рівно половина диска Місяця і термінатор (лінія розділу світлої й темної сторони) ніби стає діаметром місячного диска. У наступні дні термінатор поступово вигинається, стає опуклим, Місяць стає майже цілком освітленим, і через кілька діб настає повний місяць (повня). Потім, починаючи із західного краю диска Місяця, виникає і поступово поширюється потемніння, а на 22-у добу вже спостерігається остання чверть, коли Місяць знову представлений у вигляді півкола, але цього разу опуклість термінатора звернена до сходу. Кутова відстань Місяця від Сонця зменшується, він знову звужується до серпоподібної форми і знову настає молодик. Проміжок між двома послідовними повнями називається синодичним місяцем, тривалість його складає 29,53 доби. Синодичний місяць більший за сидеричний, тому що Земля за цей час проходить приблизно 1/13 своєї орбіти, а Місяць, щоб пройти між Сонцем і Землею, повинен додатково пройти 1/13 частину своєї орбіти, на що йде близько двох діб.
Місяць відіграє вагому роль у житті Землі. Обертаючись навколо Землі, він викликає на ній приливи й відливи. Місяць розташований від нашої планети так близько, що притягає воду і викликає припливи тих морів і океанів, які на той момент знаходяться під ним.

МІСЯЧНА ОРБІТА
II ВАРІАНТ

Місяць - природний супутник Землі. Це найближче до нас небесне тіло, доступне спостереженню неозброєним оком. Відстань до Місяця складає 384 000 кілометрів, що значно менше відстані до Сонця (0,0256 астрономічної одиниці; а. о. = 150 000 000 км).
Місяць рухається навколо Землі. Середня швидкість руху Місяця по орбіті складає 1,02 км/с, форма орбіти наближається до еліпса. Напрямок орбітального руху Місяця збігається з напрямком руху більшості планет Сонячної системи. Якщо за точку відліку прийняти Північний полюс світу, то можна сказати, що Місяць рухається проти годинникової стрілки. (Нагадуємо, що Північний полюс світу і земний Північний полюс - абсолютно різні поняття. Північний полюс світу - точка на небесній сфері, навколо якої відбувається видиме добове переміщення зір, причому сама вона залишається нерухомою. У Північній півкулі така точка знаходиться там, де ми бачимо Полярну зорю.) Велика піввісь орбіти Місяця, визначувана як середня відстань між центрами Землі й Місяця, дорівнює 384 400 км (що приблизно в 60 разів більше за радіус Землі). Найменша відстань до Місяця дорівнює 356 400, найбільша - 406 800 км. Час, за який Місяць робить повний оберт навколо Землі, називається сидеричним (зоряним) місяцем. Він дорівнює 27,32166 доби. Унаслідок дуже складного руху Місяця, на який впливає притягання Сонця, планет, а також форма Землі (геоїд), тривалість сидеричного місяця зазнає невеликих коливань, крім того, встановлено, що період обертання нашого супутника навколо Землі повільно зменшується. Вивчення руху Місяця навколо Землі є одним із найважчих завдань небесної механіки. Еліптична орбіта є лише зручною математичною абстракцією, насправді на неї накладаються чимало збурювань. Найголовніші з цих збурювань, або нерівностей, були відкриті зі спостережень. Після формулювання закону всесвітнього тяжіння були теоретично виведені збурювання, що призводять до видимих відхилень в орбітальному русі планет.
Місяць притягається Сонцем у 2,2 рази сильніше, ніж Землею, так що теоретично спостерігач з іншої планети або планетної системи сказав би, що бачить рух Місяця навколо Сонця і збурювання цього руху Землею. Однак ми спостерігаємо рух Місяця так, як це виглядає з Землі, тому гравітаційна теорія, яку розробляли чимало найвидатніших учених, починаючи з І. Ньютона, розглядає рух Місяця саме навколо Землі. Найбільш детально теоретичні основи такого вивчення були розроблені американським математиком Дж. Хіллом. На базі його розробок американський астроном Е. Браун у 1919 році розрахував можливі математичні значення, що приймаються функціями, які описують широту, довготу й паралакс Місяця, причому аргументом є час. Боаун склав таблиці можливих значень змінних.
Площина орбіти Місяця не рівнобіжна до екліптики, а нахилена до неї під кутом 5°8'43" (екліптика - лінія, що проходить через точки, на які послідовно проектується Сонце при спостереженнях із Землі, тобто видимий річний шлях Сонця на фоні зодіакальних сузір'їв). Через гравітаційні збурювання цей кут зазнає невеликих коливань. Точки перетину орбіти з екліптикою називаються висхідним і спадним вузлами. Вони зміщаються щодо неї у напрямку, протилежному напрямкові руху Місяця по орбіті, тобто мають нерівномірний назадній рух. За 6794 доби (близько 18 років) вузли роблять повний оберт по екліптиці. Місяць знаходиться в тому самому вузлі кожен драконічний місяць. Так називають інтервал часу -коротший, ніж сидеричний місяць, який у середньому дорівнює 27,21222 доби. Тривалість драконічного місяця визначає періодичність сонячних і місячних затемнень.
У Місяця є власний рух навколо осі, хоча із Землі його не | можна спостерігати. Справа в тому, що період добового обертання Місяця навколо осі, нахиленої до площини екліптики під кутом 88°28', точно дорівнює сидеричному місяцеві. Місяць робить повний оберт навколо осі за той самий час, що і повний оберт навколо Землі, тому він повернений до Землі завжди одним і тим самим боком. Періоди обертання навколо осі й орбітального обертання збігаються цілком закономірно. Вони вирівнялися в той час, коли Земля викликала приливні збурювання у твердій або рідкій оболонці Місяця. Однак рівномірне обертання Місяця навколо осі поєднується з нерівномірним рухом по орбіті. Тому відбувається періодичне відхилення напрямку видимої частини Місяця до Землі, що сягає 7°54' за довготою. У свою чергу нахил осі обертання Місяця до площини його орбіти дає відхилення до 6°50' за широтою, Спостерігачі давно визначили, що в різний час можна бачити із Землі різну за площею частину місячної поверхні - максимально до 59% усієї поверхні Місяця. Частина видимого місячного диска, розташована біля його країв, сильно перекручена і спостерігається в перспективній проекції. Невелике "хитання" Місяця щодо його середнього положення, що спостерігається із Землі, називається лібрацією Місяця (від латинського дієслова, що означає "розгойдувати"). Докладніше зупинимося на різновидах лібрації.
Лібрація за довготою викликана тим, що обертання Місяця навколо осі практично рівномірне, а обертання навколо Землі - нерівномірне. Через це із Землі можна спостерігати то західну, то східну частину-зворотної сторони. Максимальне значення лібрації за довготою - 7°45'.
Лібрація за широтою відбувається тому, що площина місячного екватора нахилена до площини екліптики під кутом Г5', а кут між місячною орбітою й екліптикою додає ще 5'. У результаті додавання кутів місячний екватор нахилений до місячної орбіти під кутом, близьким до 6,5°. Тому при обертанні навколо Землі Місяць ледь "повертається" до спостерігача то південним, то північним полюсом, і можна частково бачити навколо полярні зони зворотної півкулі. Значення лібрації за довготою сягає 6°41'.
Точки перетину площини екватора Місяця, екліптики і місячної орбіти завжди лежать на одній прямій (закон Кассіні).

ФОРМА МІСЯЦЯ

Форма Місяця (еліптичний селеноїд) наближається до кулі. Місячний радіус складає 1737,53 км, що дорівнює 0,2724 екваторіального радіуса Землі. Площа поверхні Місяця складає 3,8 o 107 км2, а обсяг 2,2 o 1025 см3. Маса Місяця дорівнює 0,0123 земної маси, що складає 7,35 o 1025 г. Середня густина Місяця дорівнює 3,34 г/см3, або 0,61 середньої густини Землі.
Форму Місяця дозволили уточнити дослідження лібрацій. Тривале вивчення цього ефекту допомогло оцінити розміри головних півосей селеноїда. Екваторіальна вісь, спрямована убік Землі, більша за полярну вісь на 700 м, а екваторіали вісь, перпендикулярна напрямкові до Землі, більша за полярну на 400 м. Це означає, що Місяць ледь витягнутий вік Землі.
Приливні сили, створювані притяганням Землі, стали причиною виникнення твердих приливних хвиль на поверхні Місяця. Ці хвилі утворили два "приливні горби" на двох півкулях Місяця.

ФАЗИ МІСЯЦЯ

Місяць не є самосвітним тілом, як і всі планети. Спостерігати його можна лише настільки, наскільки він освітлюється Сонцем. Через особливості руху Місяць завжди освітлюється Сонцем тільки з одного боку, але земний спостерігач у різний час бачить освітлену половину по-різному. Місяць змінює свою видиму форму, і ці зміни називаються фазами. Фази залежать від відносного розташування Землі, Місяця й Сонця.
Молодик - фаза, коли Місяць знаходиться між Землею й Сонцем. У цей момент він невидимий для земного спостерігача.
Повня - протилежна точка місячної орбіти, у якій його освітлена Сонцем півкуля видима земному спостерігачеві повністю.
Проміжні фази - положення Місяця між молодиком і повнею, коли земний спостерігач бачить більшу або меншу частину освітленої півкулі. їх називають чвертями.
Перша чверть - фаза, що настає через 2-3 доби після молодика. Місяць у першій чверті з'являється в момент заходу Сонця і спостерігається на небі як тонкий серп, опуклою стороною звернений убік Сонця. Протягом приблизно тижня видимий на небі серп Місяця збільшується в розмірах, поступово перетворюючись на півколо, - це друга чверть. Поступово збільшуючись у розмірах, півколо досягає стадії повні, а потім починає зменшуватися знову до півкола і вузького серпа, опуклою стороною знову зверненого убік Сонця. Це остання чверть. Весь цикл займає проміжок, який називається синодичним місяцем. Він дорівнює проміжкові часу між двома послідовними однаковими фазами.
Зовнішній край видимого диска називається лімбом. Межа між освітленою й неосвітленою ділянкою місячної поверхні називається термінатором. Термінатор під час першої й останньої чверті має форму майже прямої, він переміщається по поверхні Місяця під час зміни місячних фаз. Через складність місячного рельєфу термінатор нерівний, що добре видно в телескоп. Поруч із термінатором на неосвітленій частині місячного диска помітні яскраві точки - вершини гір, освітлені Сонцем.
Під час фаз, при яких Місяць виглядає вузьким серпом, у гарну погоду можна неозброєним оком побачити світіння нічної частини місячного диска. Це явище Називають попелястим світлом Місяця. Попелясте світло - результат того, що Земля досить яскраво освітлює нічний бік Місяця.
Кульмінація Місяця (проходження через небесний меридіан) у різних фазах припадає на різний час. У повню Місяць кульмінує опівночі за місцевим часом, у першій чверті приблизно о 18 годині, а в останній - приблизно о 6 годині.
Синодичний місяць більший за сидеричний, тому що Земля за цей час проходить приблизно 1/13 своєї орбіти, і Місяць, щоб знову пройти між Землею і Сонцем, повинен пройти додатково ще 1/13 частину своєї орбіти, на що витрачається не набагато більше 2 діб. Якщо в молодику Місяць знаходиться поруч з одним із вузлів місячної орбіти, спостерігається сонячне затемнення. Якщо ж поблизу вузла орбіти Місяць знаходиться в повню, із Землі спостерігається місячне затемнення.

СЕЛЕНОГРАФІЯ

Альбедо Місяця дорівнює 0,073, тобто він відбиває в середньому лише 7,3% світлових променів Сонця, тому спостережувана поверхня нашого супутника досить темна. У повню Місяць має зоряну величину на середній відстані -12,7. У цій фазі він освітлює Землю в 465 000 разів слабкіше, ніж Сонце. Кількість світла, що посилається Місяцем, коливається зі зміною фаз, але не прямо пропорційно, а з коефіцієнтом, так що коли Місяць знаходиться у чверті й ми бачимо половину його диска світлою, він посилає нам не 50%, а лише 8% світла від повного Місяця.
Давні астрономи й філософи вже знали, що місячне освітлення є всього лише відбиттям сонячного світла. Висловлювалися припущення про те, що Місяць подібний до Землі, населений тваринами й людьми. Арістотель вважав поверхню Місяця дзеркальною, чим пояснював видимі темні плями: це всього лише відбиття земних морів і материків. З появою перших європейських телескопічних спостережень, що проводилися Галілеєм, починають відлік наукової селенографії. У серпні 1609 року Галілей уперше спостерігав місячні гори. Він писав у "Зоряному віснику": "Ми дійшли висновку, що поверхня Місяця не гладка, і не рівна, і не досконало сферична, як думав про неї цілий легіон філософів, а, навпаки, нерівна, шорсткувата, поцяткована поглибленнями й височинами". З Галі-лея ведеться традиція називати темні ділянки поверхні Місяця морями й океанами.
У 1619 році П. Шейнер опублікував місячну карту. її діаметр був близько 10 см. У 1647 році Я. Гевелій видав книгу "Селенографія, або опис Місяця". У ті часи телескопи були досить громіздкими й недосконалими, довгофокусними, щоб зменшити хроматичну аберацію. Тому місячні карти були дуже неточними.
У 1651 році Д. Річчолі склав карту Місяця, де більше двохсот деталей одержали власні найменування. Гевелій назвав деякі місячні гірські ланцюги іменами земних - Апенніни, Альпи, Кавказ, Карпати. Річчолі продовжив традицію. Для "морів" і "океанів" він обирав імена, не пов'язані із земними, але дуже романтичні: Океан Бур, Море Дощів, Озеро Сновидінь, Залив Веселки, Болото Туманів. Кратери одержали імена Галілея, Архімеда, Платона, а також церковних діячів, яких із певних причин шанував Річчолі.
Докладна для свого часу карта Місяці була опублікована в 1830-1837 р. Бером і Медлером. На ній було позначено 7735 деталей. У 1878 р. Ю. Шмідт опублікував ще більш докладну карту, яка багато десятиліть вважалася найкращою. На ній позначено 32 856 деталей.
Наступним етапом у картографії місячної поверхні став перший фотоатлас, виданий у 1897 р. Паризькою обсерваторією У 1904 р. фотоатлас був виданий у США. До кінця XX століття найпопулярнішим був фотоатлас Койпера (США, 1960 р ), який містить 280 карт 44 ділянок Місяця, знятих у різному ступені освітленості. На знімках цього атласу помітні деталі завбільшки до 800 м.
У 1959 році уперше була сфотографована зворотна сторона Місяця (СРСР), а в 1960 р. АН СРСР видала перший"Атлас зворотної сторони Місяця". У ньому міститься опис близько 500 об'єктів. ,
На сучасних картах Місяця зображення пряме, тобто північний полюс розташований у верхній частині карти, південний - у нижній. Півкуля Місяця, звернена до Полярної зорі, називається північною, протилежна - південною. Селенографічні координати включають широту й довготу. Селенографічна широта - це кут між радіусом, проведеним із центру Місяця в дану точку поверхні, і площиною місячного екватора. Селенографічна довгота - кут, проведений між площиною початкового ¦меридіана й площиною меридіана даної точки місячної поверхні. Початковий меридіан проходить на Місяці біля кратера Местин.

РЕЛЬЄФ МІСЯЦЯ

Рельєф місячної поверхні вивчається близько 400 років. За цей час склалася специфічна термінологія, що може ввести в оману, тому що за традицією місячні утворення іменувалися за аналогією із земними, хоча найчастіше вони не мають нічого спільного ані в будові, ані в походженні.
Найбільш близькими до земних формами на Місяці вважаються гірські хребти і гірські ланцюги. Вони включають як добре збережені, так І частково зруйновані об'єкти, або об'єкти зі згладженими формами. Ерозія місячного рельєфу відбувається через вплив комплексу різних причин. Місячні породи тріскаються й подрібнюються під впливом перепаду температур (добовий перепад температур складає 270 - від +120 до -150). Корпускулярне й короткохвильове випромінювання Сонця також руйнівно впливають на поверхню Місяця. Крім того, вважається доведеним, що у формуванні місячного рельєфу брав участь вулканізм, який у минулому мав величезну міць і супроводжувався виверженням вулканів, виливом лави і різними тектонічними процесами.
Характерна риса місячного рельєфу - велика кількість кільцеподібних гір. На сьогодні вони називаються місячними кратерами, однак у старих друкованих виданнях зустрічається й інша класифікація. Так, кільцевий гірський хребет, що обмежує гладку долину, називається цирком; заглиблення діаметром у кілька кілометрів із більш пласким дном називаються порами або маленькими кратерами.
Для деяких районів Місяця характерні ланцюги кратерів завдовжки біля сотень кілометрів.
Крім гір, до позитивних (опуклих) форм місячного рельєфу належать піки (досить ізольовані вершини на рівнинному дні місячних морів) і вали - положисті узвишшя заввишки приблизно 1-2 км.
До негативних (увігнутих) форм місячного рельєфу належать розколини, борозни й долини. Розколини - як правило, великі утворення завдовжки від десятків до сотень кілометрів і завглибшки й завширшки від десятків до сотень метрів. Борозни подібні до розколин, але схили в них менш круті, а дно більш пласке. Долини характеризуються найбільшою шириною й площиною дна.
Сучасний вигляд Місяця формувався протягом мільярдів років, причому еволюція місячної поверхні триває й сьогодні. Прийнято таку періодизацію еволюції місячної поверхні (за Хабаковим): і. Первісний період. Місяць вкритий первісною корою з горбистою або гребенистою поверхнею. Кільцеві гори відсутні.
Найдавніший період. Активне кратероутворення за рахунок внутрішніх процесів.
Давній (алтайський) період. Опускання великих ділянок місячної кори і лавовиверження. Формування найдавніших морів, що на сьогодні зникли. Названий за іменем Алтайського хребта, який, можливо, є берегом давнього моря.
Середній (птолемеївський) період. Інтенсивне кратероутворення і зникнення давніх морів. Названий за Іменем кратера Птолемей, що виник, мабуть, у ту епоху і є однією з де - яких збережених із того часу найдавніших кільцевих гір.
Новий (океанський) період. Відбулися нові великомасштабні опускання місячної кори. Більшість наявних на той момент кратерів затоплюється лавою. Формується сучасний пояс місячних морів із відомими нам обрисами.
Новітній (коперникївський) період. Поява нових кратерів на поверхні місячних морів. Названий за іменем кратера Коперник, характерного для цього періоду, із прекрасно збереженим різким рельєфом.

УТВОРЕННЯ МІСЯЦЯ

Походження Місяця природним шляхом цікавило астрономів ще з часів Галілея, який вперше роздивився рельєф місячної поверхні. Висловлювалося чимало припущень проте, як утворився супутник Землі. Найбільш широко розроблялися гіпотеза первісного поділу, гіпотеза захоплення і гіпотеза одночасного формування Місяця й Землі. Перша теорія належить біологові й натуралістові Дж. Дарвіну, який припустив, що спочатку обидві планети являли собою єдину розпечену масу. Загалом гіпотеза Дарвіна знаходилася в струмені конкуруючих теорій про холодне і гаряче формування планет Сонячної системи. Відповідно до першої, вони являли собою спочатку холодну газопилову хмару, яка розігрівається в результаті стискання й виділення великої кількості енергії, відповідно до другої - споконвічно знаходилися в розігрітому стані, але поступово остигали, зберігаючи лише гаряче ядро. Дарвін схилявся до другого варіанта. На його думку, у міру остигання і прискорення обертання, єдина розпечена маса розділилася на дві нерівні частини, з більшої утворилася Земля, із меншої - Місяць, причому останній утворився із зовнішніх шарів первісної маси, що відокремилися. Це пояснювало різницю в густині Місяця й Землі, тому що зовнішні шари повинні були складатися з легших речовин. Однак прихильникам цієї теорії не вдалося переконливо показати механізм подібного процесу. Після того, як були отримані зразки місячної речовини, виявилося, що розходження в хімічному складі суперечать гіпотезі первісного поділу.
Гіпотеза захоплення довготривалий час була популярною як серед учених, так і в колах аматорів. Німецький учений К. Вейцзеккер, шведський учений X. Альфвен і американський учений Г. Юрі незалежно один від одного запропонували теорію, за якою Місяць споконвічно не був супутником Землі був самостійною малою планетою. При критичному проходженні поблизу зони гравітаційного впливу Землі Місяць змінив траєкторію руху і перетворився на елемент системи з двох небесних тіл. Ллє ймовірність подібного явища настільки незначна, що це суперечить великій частоті наявності супутників у планет. Астрономи давно встановили шляхом спостережень, супутники - не рідкісний виняток, а, скоріше, правило.
Найбільш доведеною вважається гіпотеза, запропонована О. Ю. Шмідтом і його послідовниками в середині XX століття. Вона припускає утворення всіх планет Сонячної системи з ] єдиної газопилової хмари, у якій завдяки наявності неоднорідного розподілу речовини утворювалися конгломерати, щось І на зразок зародків майбутніх планет - планетезималі. Менша І густина, яку має Місяць у порівнянні із Землею, вимагала пояснення: чому речовина протопланетної хмари розділилася з концентрацією важких елементів у Землі. Виникло припущення, що першою почала формуватися Земля, оточена могут- ньою атмосферою, збагаченою порівняно леткими силікатами; при подальшому охолодженні речовина цієї атмосфери скондесувалася в кільце планетезималей, із яких і утворився Місяць. На користь цієї гіпотези свідчить той факт, що в багатьох планет Сонячної системи є не тільки супутники, але й кільця, що складаються з більш-менш дрібних часток речовини. Встановлено, що такі кільця є не тільки в Сатурна, але й в Урана, Меркурія, Плутона, хоча і більш розріджені й не такі ефектні, як у Сатурна. Загалом гіпотеза холодного утворення вписується в загальну теорію про утворення Сонячної системи приблизно в один час із єдиної маси, але і зараз немає точних фактів, що дозволили б остаточно підтвердити або спростувати її.

МІСЯЧНИЙ ҐРУНТ

Дослідження, проведені за допомогою пілотованих космічних апаратів, показали, що поверхня Місяця вкрита так званим реголітом. Він являє собою уламково-пиловий шар завтовшки від декількох метрів до декількох десятків метрів, що складається з часток різних розмірів. Реголіт утворився шляхом дроблення, перемішування й спікання місячних порід при падінні метеоритів і мікрометеоритів. Аналізи показали, що реголіт насичений нейтральними газами в результаті впливу сонячного вітру.
Склад місячних порід відрізняється від найдавніших метеоритів. Не подібний він і до піроліту (передбачувана первинна речовина мантії Землі). Зразки порід, узяті з височин, мають вік 4 млрд років і більше. Зразки, узяті з морів, трохи молодші - 3,1-3,95 млрд років. І ті й інші зразки мають вулканічне походження, однак часто вони були дуже роздробленими в результаті ударів метеоритів.
За походженням найдавніші місячні зразки подібні до земних вулканічних порід і, мабуть, кристалізувалися з розплаву. Середній склад кори височин містить дуже велику кількість оксиду алюмінію (до 25%).
За сейсмічними даними, місячна кора має товщину близько 50 км. Імовірно, існував первинний шар магми, із якого "виплавилася" сучасна кора, підстильна мантія і нижня мантія, що складається з піроліту. Верхня мантія за сучасними уявленнями повинна складатися з олівіну, а нижня (первинна) з олівіну й піроксену.
Моря є більш молодими утвореннями і являють собою базальтові рівнини. Вони містять близько 1% маси кори. Моря багаті на оксид феруму, деякі - на оксид титану.
У складі місячних порід міститься близька до земної кількість магнію, алюмінію, кальцію, силіцію. Калій, натрій і хлор складають значно меншу частину в порівнянні із Землею. Заліза на Місяці міститься близько 10%..

ВНУТРІШНЯ БУДОВА МІСЯЦЯ

Будова Місяця моделюється, виходячи з даних місячної сейсмології, і враховує швидкість проходження й поширення сейсмічних хвиль. За розподілом зон швидкостей отриманий профіль структури Місяця.
Зовнішній шар - кора - має неоднорідну товщину, що в середньому складає близько 50 км. Кілька сотень метрів тягнеться шар кори, сформований реголітом, а нижче розташований шар, що утворився в результаті часткового плавлення мантії.
Наступний шар - це верхня мантія Місяця. Вона простягається від основи кори всередину приблизно на 500 км.
Середня мантія - шар, розташований на глибині від 500 до 1000 км. Це область найбільш давніх шарів Місяця, що не зазнавали розплавлювання. За швидкостями сейсмічних хвиль середня мантія повинна складатися з олівінів, що включають до 85% форстериту, і невеликої кількості піроксенів.
Нижня мантія розташована на глибинах понад 1000 км. Спостереження поширення сейсмічних хвиль дозволяють припустити, що ще глибше розташована область, аналогічна до земної астеносфери (перехід від мантії до ядра). Деякі дані свідчать про те, що Місяць може мати залізне ядро радіусом до 360 км.

ДОСЛІДЖЕННЯ ВЕНЕРИ КОСМІЧНИМИ АПАРАТАМИ

Наша планета оточена з усіх боків таємничим і неосяжним світом небесних тіл. Неозброєним оком можна спостерігати тільки деякі з них - Сонце, Місяць, 5 планет і найбільш яскраві зорі. З розвитком позаатмосферної астрономії стало можливим не тільки вивчення форм далеких космічних тіл за знімками, отриманими з орбітальних лабораторій, але і детальне вивчення проб ґрунту з цікавих для астрономів космічних об'єктів, доставлених з автоматичних міжпланетних станцій (АМС).
АМС - розвідники Всесвіту, безпілотні космічні літальні апарати, призначені для польоту до інших небесних тіл із метою вивчення Сонячної системи. Автоматичні міжпланетні станції дозволяють проникнути в таємничі куточки космосу, не задіявши при цьому безпосередньо фізичну одиницю, тобто людина вкладає в літальний, повністю комп'ютеризований апарат програму дій, а сама при цьому залишається на Землі. Крім того, чимало областей Сонячної системи мають суворі атмосферні умови, непридатні для-людського організму, деякі з них розташовані від нашої планети так далеко, що не вистачить одного людського життя, щоб досягти їхньої поверхні.
АМС запускаються багатоступінчастими ракетами-носія-ми, які, як правило, спочатку виводять їх на проміжні навколоземні орбіти, а потім надають їм другої космічної швидкості й виводять на міжпланетні орбіти.
Дослідження за допомогою АМС здійснюються за різними схемами: пролітний (облітний) варіант - при прольоті АМС на близькій відстані від небесного тіла, причому вимірювання проводяться на ділянці максимального зближення; варіант супутника планети; варіант посадки на небесне тіло.
Два останні варіанти сьогодні воліють поєднувати: АМС робить обліт космічного тіла або виводиться на орбіту його штучного супутника, від неї відокремлюється відсік або апарат, що спускається й здійснює посадку на планету. За такою змішаною схемою вже проводилися дослідження (Венера, Марс).
Оскільки АМС доводиться передавати важливу інформацію на Землю з величезних відстаней, вони обладнуються сонячними батареями або радіоізотопними джерелами електроенергії, руховими установками для корекції траєкторії на міжпланетних ділянках польоту, переходу на орбіту навколо планети і маневрування у навколопланетному просторі, а також великими параболічними антенами, діаметр яких сягає 2-3 м. Маса АМС, у залежності від оснащеності, варіюється від десятків кілограмів до тисяч.
АМС оснащуються різноманітною апаратурою для дослідження самої планети та її атмосфери. Склад наукової апаратури визначається завданнями, що поставлені перед польотом. Якщо політ до якої-небудь планети відбувається вперше, то вимірювання прагнуть провести за великою програмою, основою для якої є відомості, отримані за допомогою астрономічних спостережень. При наступних польотах ставляться більш вузькі й конкретні завдання.
Венера - друга за розташуванням від Сонця (108 млн км) і найближча до Землі планета Сонячної системи. Венеру можна спостерігати на небі після заходу сонця (вечірня зоря) або незадовго до його сходу (ранкова зоря). Венера - найяскравіше світило на небі після Сонця й Місяця.
Ця планета відома людям із глибокої давнини. Вже в 1610 р. Галілей за допомогою телескопічних спостережень вивчав зміну фаз у Венери, тобто зміну її видимої форми від диска до вузького серпа. А про те, що у Венери є атмосфера, стало відомо у 1761 р., відкриття належало М. В. Ломоносову, який спостерігав проходження планети по диску Сонця.
Дослідження Венери становили собою певні труднощі, тому що її атмосфера виявилася дуже щільною і могутньою: вона складається на 95% з вуглекислого газу, оповита до того ж шаром хмар, який складається з крапель сірчаної кислоти й обертається набагато швидше, ніж сама планета. До складу атмосфери входить також близько 3% азоту і невелика кількість інертних газів, кисню, окису карбону, хлороводню і фтороводню, міститься близько 0,1% водяної пари. Вуглекислий газ і водяна пара створюють в атмосфері Венери парниковий ефект, зумовлений, у свою чергу, сильним поглинанням цими газами теплового випромінювання. Температура біля поверхні планети сягає 747 К, тиск 90 атм., а густина газу в 60 разів більша, ніж у земній атмосфері. В атмосферному шарі бушують шторми зі швидкістю вітру, яка зростає від 0,5 м/с біля поверхні до 100 м/с біля верхньої межі хмар. Блискавки із силою у 25 разів більшою, аніж земні, пронизують щільну атмосферу планети. Висока грозова активність ймовірно пояснюється наявністю діючих вулканів на поверхні Венери. Цікаво, що Венера обертається в зворотний бік у порівнянні з Землею й іншими планетами з нахилом осі обертання до площини орбіти майже 90°. Через таке незвичайне поєднання напрямків і періодів обертання навколо власної осі й навколо Сонця зміна дня і ночі на Венері відбувається за 117 діб, тому половина доби на Венері складає 58,5 земних діб. Перші відомості про поверхню планети були отримані із Землі в 30-х роках XX ст. за допомогою новітнього винаходу - радіотелескопів. Загалом поверхня Венери - це гаряча суха кам'яниста пустеля з поверхневими породами, що займають проміжне положення між базальтами і гранітами, і з температурою поверхні близько 500 К, але на Венері виявлені й кратери, пасма, височини, великі розлами, гірські хребти, деталі рельєфу й пил.
На початку XX ст. радіотелескопічні спостереження, інфрачервоні й ультрафіолетові методи дослідження Венери не давали повної картини рельєфу планети, а також інформації про її природу. Імовірно, на поверхні Венери переважали бурі, пекельна спека й отруйні хмари, але ці гіпотези не були достовірними. Але з початком нової ери в астрономії - винаходом космічних апаратів - почав надходити величезний обсяг інформації про природу Венери. Запуск перших штучних супутників Землі, а потім відправка перших АМС до Місяця дозволили вивчити Венеру з більш близьких відстаней. 12 лютого 1961 р. радянськими вченими була запущена перша автоматична станція "Венера-1", яка через три місяці пройшла на відстані близько 100 тис. км від Венери і вийшла на орбіту супутника Сонця. Радіозв'язок з цією станцією припинився через вихід із ладу бортової апаратури на відстані від Землі більш 3 млн км. У грудні 1962 р. американська сторона послала в космос зонд "Маринер-2", що пройшов від Венерн на відстані 35 тис. км. Встановлена на його борту апаратура (радіометр, магнітометр і т. ін.) показала, що магнітне поле планети невелике: магнітний момент Венери не перевищує 5-10% магнітного поля Землі. Також з'ясувалося, що радіовипромінювання формується в нижній частині атмосфери Венери, а не в іоносфері, як вважалося раніше.
Починаючи з 1965 р. на Венеру була послана ціла сері" "Венер", які "крок за кроком" наближалися до поверхні планети, і в 1967 р. "Венера-4" здійснила спускання апарата, що відокремився перед входом автоматичної станції в атмосферу. Вперше в історії людства був проведений сеанс радіозв'язку, що тривав 93 хвилини. Був зроблений хімічний аналіз складу атмосфери, на різних рівнях виміряні її густина, тиск і температура. У результаті досліджень було встановлено, що вуглекислий газ є основним компонентом атмосфери, визначено рад інших компонентів, була виміряна воднева корона Венери, отримано підтвердження про високий тиск і температуру і атмосфері планети. Цікаво й те, що через день після посади "Венери-4" на відстані 4 тис. км від поверхні планети пролетів американський "Маринер-2", завданням якого було вимірювання водневої корони й дослідження проходження радіо-і сигналу крізь атмосферу й іоносферу. Шляхом вимірювань обома космічними апаратами було встановлене існування менш щільної, ніж земна, водневої корони у Венери. Для верхніх областей Венери виявився характерним ряд особливостей, визначуваних фотохімією СО2 з можливою участю в комплексі реакцій води й галогенів, в умовах атомних і молекулярній взаємодій і взаємодії із сонячним вітром.
З 1969 р. в атмосферу Венери був запущений ще ряд космічних станцій серії "Венера". Радянські вчені зробили корпуси апаратів міцнішими, і це дозволило апарату спочатку опуститися на рівень 19 км від поверхні планети, а потім і приземлитися на саму поверхню, де він пробув протягом 53 хвилин. Умови виявилися незвичайно суворими: тиск сягав 90 атмосфер, температура до 500°С, хмарний покрив, який огортає планету, виявився перенасиченим вуглекислим газом.
У 1972 р. була створена автоматична міжпланетна станція "Венера-8" нового покоління. Перед АМС стояло завдання провести нове й ширше коло дослідження атмосфери поверхні Венери. Крім вимірювань атмосферного тиску, густини й температури були виміряні освітленість і вертикальна структура аерозольного' середовища, у тому числі й шару хмар, визначені швидкості вітру на різних висотах в атмосфері за допплерівським зрушенням частоти радіопередавача, проведено гамма-спектроскопію поверхневих порід. Фотометричні вимірювання показали, що хмарний шар простягається до висот близько 40 км, були оцінені його оптична товщина й прозорість. Освітленість на поверхні денної стоми Венери виявилася достатньою для зйомки зображення місця посадки. Вперше отримано висотний профіль швидкості вітру, що характеризується зростанням швидкості від І" м/с біля поверхні до 100 м/с біля верхньої межі хмар. За містом природних радіоактивних елементів (Уран, Торій, Калій) поверхневі породи на Венері займають проміжне положення між базальтами й гранітами.
У лютому 1974 року на відстані 6 тис. км від Венери пройшов американський пролітний зонд "Маринер-10", оснащений телевізійною камерою, ультрафіолетовим спектрометром й інфрачервоним радіометром. Отримані телевізійні зображення хмарного шару використовувалися для дослідженій динаміки атмосфери. За допомогою ультрафіолетового спе-ктрометра була виміряна кількість гелію в атмосфері.
1975 рік став новим етапом у наукових космічних дослідженнях. Уперше станції нового покоління "Венера-9" і "Ве-нера-10" стали штучними супутниками Венери, на які зі спуск-ін апаратів передавалася, а потім ретранслювалася на Землю інформація. Уперше з планети були передані панорамні телевізійні зображення, виміряні густина, тиск, температура атмо-сфери, кількість водяної пари, проведені нефелометричні вимірювання часток хмар, вимірювання освітленості в різних ділянках спектра. Для вимірювань характеристик грунту крім гама-спектрометра використовувався радіаційний вимірювач густини. Штучні супутники дозволили одержати телевізійні враження хмарного шару, вивчити розподіл температури за верхньою межею хмар, спектри нічного світіння планети, провести дослідження водневої корони, багаторазове радіопросвічування атмосфери й іоносфери, вимірювання магнітних полів і навколопланетної плазми. Великий інтерес викликали грози й блискавки, що відбуваються в шарі хмар. Дані оптичних вимірювань показали, що енергетичні характеристики ве-неріанських блискавок у 25 разів переважають параметри земних блискавок.
Поверхня Венери виявилася подібною до гарячої сухої кам'янистої пустелі, із корінними породами, які виходять наявні та, найімовірніше, стали результатом зсувів у корі, що виявилося підтвердженням тектонічної активності на планеті.
У 1978 р. за допомогою АМС "Венера-11" і "Венера-12" досліджували хімічний склад нижньої атмосфери планети методами мас-спектрометрії, газової хроматографії, оптичної й рентгенівської спектроскопії. Була виміряна кількість азоту, оксид карбону, двоокису сульфуру, водяної пари, сірки, аргону, неону і визначені ізотопні відношення Аргону, Неону, Оксигену, Карбону, виявлені хлор і сірка в частинках хмар, отримані детальні дані щодо поглинання сонячного випромінювання нарізних висотах в атмосфері, необхідні для вивчення теплового режиму. Були зареєстровані імпульси електромагнітного випромінювання, що вказують на існування електричних зарядів в атмосфері на зразок земних блискавок. У складі верхньої атмосфери були виявлені вуглекислий газ (96% за обсягом), азот (4%), оксид карбону, двоокис сульфуру, кисню практично не виявилося, вміст водяної пари коливався від 0,1-0,4% під шарами хмар до 15-30% вище за них. Наземними спектроскопічними дослідженнями знайдені також молекули НС1. Температура атмосфери біля поверхні планети (на рівні, що відповідає радіусу 6052 км) склала 735 К, тиск 9 МПа, густина газу виявилася в 60 разів більшою, ніж у земній атмосфері.
Атмосфера Венери до 50 км від поверхні залишається близькою до адіабатичної, а вище 50 км температурний градієнт зменшується майже вдвічі. Добові коливання температури біля поверхні складають 1 К, а на висоті 50-80 км сягають 15-20 К.
Температура верхньої межі хмарного шару в приполярній зоні на 5-10 К вища, ніж біля екватора, що, очевидно, пов'язано зі зміною висоти розташування хмар. Присутній також парниковий ефект: значна частина сонячного випромінювання (З- 4%) сягає поверхні й нагріває її, а сильна непрозорість для власного інфрачервоного випромінювання щільної вуглекислої атмосфери з домішкою водяної пари перешкоджає остиганню поверхні.
На Венері спостерігається висока грозова активність. Інтенсивність електричних розрядів виявилася в багато разів вищою, ніж на Землі. Очевидно, поблизу поверхні Венери виникають електричні поля з напруженістю в сотні кВ/м. Можливо, утворенню високої грозової активності сприяють діючі на поверхні Венери вулкани.
Одночасно з радянськими АМС проходила робота американського проекту "Піонер-Венера", що містив у собі супутник і чотири атмосферні зонди. На поверхню Венери в чотирьох різних точках здійснили посадку один великий і три малі зонди (великий і один малий на денний бік, 2 інші малі - на нічну поверхню). Завданням експерименту було дослідження структури, хімічного складу, оптичних властивостей і теплового режиму атмосфери, властивостей хмар. Були також проведені вимірювання нейтрального й іонного складу верхньої атмосфери, плазмові й магнітні вимірювання, досліджений рельєф значної частини планети.
У 1982 р. за допомогою АМС "Венера-13" і "Венера-14>> були вперше отримані кольорові панорами поверхні планети. Спускні апарати провели буравлення грунту (при температурі 4700°С і тиску біля поверхні 93,5 o 105 Па). Розпечений грунт, добутий буровою установкою, транспортувався складною системою трубопроводів усередину міцного корпуса спускного апарата, де був проведений його хімічний аналіз. Аналіз дозволив визначити вміст у ґрунті оксидів магнію, алюмінію, силіцію, феруму, калію, кальцію, титана й магнію. Уперше вимірялися електропровідність і механічна міцність грунту, а також був виконаний найпростіший сейсмічний експеримент. До програми атмосферних вимірювань входило вимірювання вмісту інертних газів - аргону, неону, криптону, ксенону - і більшості їхніх ізотопів, що дозволило б зрозуміти процес формування атмосфери Венери.
У 1983 р. за допомогою АМС "Венера-15" і "Венера-16" були вперше отримані радіолокаційні зображення північної приполярної області Венери. На зображеннях добре видно кратери, пасма, височини, великі розлами, гірські хребти.
У 1984 р. з інтервалом у 6 діб в СРСР були запущена ідентичні АМС "Вега-1" і "Вега-2", обладнані спускними апаратами. Метою запуску було вивчення комети Галлея пролітними апаратами з відстані близько 10 тис. км. У 1985 р. вперше в атмосфері Венери аеростатні зонди (діаметром 3,4 м) наповнили гелієм оболонки. Програма АМС серії "Вега" дозволила вперше здійснити унікальний експеримент щодо прямого вимірювання швидкості вітру біля верхньої частини венеріанського хмарного покриву.
Що ж вдалося довідатися про таємничу планету, завжди приховану жовто-сірчистими хмарами? З'ясувалося, що Венера молодша за Землю, тому вона являє наочний приклад розвитку нашої планети. Процеси, що проходять у надра Венери, колись проходили і на Землі. Очевидно, ми довідалися й про те, що на найближчій до нас планеті занадто с;1 атмосферні умови, тому вона не пристосована для життя ва ній не тільки людини, навіть мікроорганізмів.