Venus

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli käsittelee planeettaa. Venuksen muita merkityksiä on täsmennyssivulla.
Venus
Venus-real.jpg
Löytäminen
Löytäjät
Löytöaika esihistoriallinen
Kiertoradan ominaisuudet
Keskietäisyys Auringosta 108 208 926 km
0,72333199 AU
Eksentrisyys 0,00677323
Kiertoaika Auringon ympäri 224,70096 d
Synodinen kiertoaika 583,92 d
Keskiratanopeus 35,020 km/s
Inklinaatio 3,39471°
Kuiden lukumäärä 0
Fyysiset ominaisuudet
Päiväntasaajan halkaisija 12 103,7 km
Pinta-ala 4,60×108 km2
Massa 4,8685×1024 kg
0,815 Maan massaa
Keskitiheys 5,204 g/cm3
Putoamiskiihtyvyys pinnalla 8,87 m/s2
Pyörähdysaika 243,0185 d
Akselin kaltevuus 177,36°
Albedo 0,65
Pakonopeus 10,36 km/s
Pinnan lämpötila alin: 228 K (-45 °C)*
keski: 735 K (462 °C)
ylin: 773 K (500 °C)
*kohta "alin" viittaa pilvikerroksen
yläosan eikä pinnan lämpötilaan
Kaasukehän ominaisuudet
Kaasunpaine 9,3 MPa
Koostumus
hiilidioksidi
typpi
rikkidioksidi
argon
vesihöyry
hiilimonoksidi
helium
neon
~96,5 %
~3,5 %
0,015 %
0,007 %
0,002 %
0,0017 %
0,0012 %
0,0007 %
Pioneer Venus Orbiterin vuonna 1979 Venuksesta ottama ultraviolettivalokuva, jossa näkyy Venuksen pilvien liike nopeassa, planeettaa noin neljässä vuorokaudessa kiertävässä tuulessa. Näin syntyy 90 astetta käännettyjä V:n ja Y:n muotoisia pilvikuvioita.

Venus (symboli: ♀) on aurinkokunnan toinen planeetta Auringosta lukien. Se näkyy Maahan kirkkaana aamu- ja iltatähtenä ja on taivaan kirkkain tähtimäinen kohde. Se on mahdollista nähdä jopa päivällä ilman apuvälineitä, jos tietää, mistä etsiä. Venus kiertää Aurinkoa lähempänä kuin Maa ja tulee planeetoista lähimmäksi Maata. Kaukoputkella katsottaessa Venus näyttää useimmiten piirteettömältä kuunsirppimäiseltä kohteelta. Kaukoputkella näkyvät vain planeetan ilmakehän yläosien pilvet, joissa ei näy juurikaan yksityiskohtia. Venusta on kartoitettu planeettaa kiertävillä avaruusluotaimilla, joissa on tutkat. Planeetalla on runsaasti tuliperäisiä muodostumia. Venuksen pinnalla on yli 460 °C asteen kuumuus, johtuen planeetan paksusta hiilidioksidipitoisesta kaasukehästä, joka aiheuttaa voimakkaan kasvihuonevaikutuksen[1]. Planeetan pinnalle laskeutuneiden avaruusluotaimien kuvissa näkyy pinnan kalliota, kiveä ja soraa. Suuri kaasunpaine vääristää näkyvyyttä planeetan pinnalla.

Venusta on usein sanottu Maan sisarplaneetaksi. Se on kiviplaneetta, jonka koko ja koostumuskin ovat lähellä Maata. Erojakin löytyy, Venus pyörii hyvin hitaasti ja sen geologiset muodostumat ovat monilta osin erityyppisiä kuin Maassa, ja planeetan magneettikenttä on heikko.[1]

Venus on saanut nimensä roomalaisen mytologian rakkauden jumalattaren mukaan. Sen tähtitieteellinen symboli on ♀, jota muissa yhteyksissä käytetään naisen ja naisellisuuden symbolina.[1]

Kaasukehä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksella on hyvin tiheä, suurimmaksi osaksi hiilidioksidista koostuva kaasukehä, joka lämmittää planeettaa kasvihuoneilmiön kautta.

Meille näkyvä pilvien huippu on noin 70 kilometrin korkeudessa, ja sen yllä on noin 90 kilometriin asti utua. Tiheimmät pilvet ovat noin 49–51 kilometrin korkeudessa, ja hieman harvempi keskimmäinen pilvikerros alle 57 kilometrin korkeudessa.[2] Pilvien alapuolella on noin 30/35–45 kilometrin korkeudessa ohutta utua ja pinnalla täysin selkeää. Joissain kohdissa pilvet ovat ohuempia, joissain paksumpia. Ultraviolettivalossa näkyy enemmän pilvien piirteitä.

Noin sadan kilometrin korkeudessa sijaitseva otsonikerros on Maan kerrosta satatuhatta kertaa harvempi.[3]

Pilvet esiintyvät kolmessa erillisessä kerroksessa; kaksi ylintä koostuvat pienistä rikkihappopisaroista ja alin todennäköisesti fosforihappoliuoksesta. Ylimmissä pilvikerroksissa on ultraviolettialueella havaittavissa tuhansien kilometrien kokoisia Y-kirjaimen muotoisia pilvimuodostelmia, jotka ovat varsin lyhytikäisiä, mutta uusiutuvat jatkuvasti ja ovat siten pysyvä piirre planeetan kaasukehässä. Pilvet ovat varsin harvoja, ja niiden sisällä näkyvyys on useita satoja metrejä. Pinnalla näkyvyys on jo useita kilometrejä.

Pilvien rikkihappo tulee tulivuoren purkauskaasujen vesihöyryn ja rikkidioksidin reagoidessa keskenään Auringon ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta.[4] Auringon ultraviolettisäteily myös hajottaa vesihöyryä, joka karkaa avaruuteen.

Venuksen kaasukehän rakenne ja kasvihuoneilmiön synty.

Kaasukehässä on yli 96 % hiilidioksidia, 3,5 % typpeä ja hyvin pieni määrä muita aineita. Kaasunpaine on pinnalla noin 95-kertainen Maan ilmanpaineeseen verrattuna ja vastaa painetta meressä noin kilometrin syvyydessä.[1]

Pintalämpötila on keskimäärin 462 °C,[5] mikä on korkeampi kuin lyijyn sulamispiste. Lämpötila ei koskaan laske alle 400 asteen, ja alavilla alueilla lähellä päiväntasaajaa lämpötila saattaa nousta jopa 500 celsiusasteeseen. Lämpötila viilenee varsin nopeasti ylöspäin mentäessä: yläilmakehässä lämpötila jää −45 celsiusasteeseen.

Korkean hiilidioksidipitoisuuden takia Venuksessa on erittäin voimakas kasvihuoneilmiö, joka nostaa planeetan lämpötilaa noin 450 astetta teoreettista lämpötilaa suuremmaksi. Laskujen mukaan Venuksen pitäisi olla 60–70 astetta Maata lämpimämpi.

Venuksessa on saattanut olla joskus miljardeja vuosia sitten alempi lämpötila ennen kasvihuoneilmiön karkaamista käsistä. Venuksen pinnalla näyttää olevan joitain noin 700 asteen lämpöisiä kuumia kohtia, ehkä toimivia tulivuoria.

Venus on jopa lämpimämpi kuin kaasukehätön Merkurius, joka kiertää Aurinkoa lähes puolta lähempänä ja vastaanottaa siten lähes neljä kertaa suuremman säteilymäärän. Kaasukehä heijastaa 65 prosenttia näkyvästä valosta ja 60 prosenttia kaikesta säteilystä pois. Venuksen vastaanottama säteilymäärä on 2 613,9 W/m² kaasukehän yläosassa ja vain 1 071,1 W/m² pinnalla. Siten kaasukehä itsessään viilentäisi planeetan pintaa huomattavasti, ellei kasvihuoneilmiötä olisi. Pinta saa vain noin yhden prosentin yläilmakehään saapuvasta valosta; valo on suodattunut punaiseksi kuljettuaan pilvikerroksen ja hiilidioksidin läpi.

Vaikka Venuksen vuorokausi kestää hieman pidempään kuin vuosi aiheuttaen saman puolen kääntymisen pitkäksi aikaa Aurinkoa kohden, lämpötila vaihtelee vain vähän planeetan päivä- ja yöpuolella. Tämä johtuu kaasukehän lämpöä jakavasta vaikutuksesta: yläkaasukehän voimakkaat, 300–500 kilometriä tunnissa puhaltavat tuulet kiertävät koko planeetan noin neljässä päivässä ja jakavat päiväpuolen saamaa lämpöä muualle planeettaan. Tuulen nopeus on noin 100 metriä sekunnissa. Tuulen suuri nopeus johtuu yläilmakehän saamasta suuresta säteilyenergiasta. Nopeat tuulet ovat hyvin puuskaisia. Pinnalla tuulten nopeus on vähäinen – muutamia kilometrejä tunnissa, mutta ilmakehän tiheyden johdosta pienikin tuulenvire aiheuttaa huomattavan vastuksen. Venuksen napa-alueen yllä on napapyörre samaan tapaan kuin Maan ilmakehän ylemmissä kerroksissa. Toistaiseksi on epäselvää, tapahtuuko ilmakehässä salamointia, sillä planeettaa tutkineiden luotainten havainnot ovat ristiriidassa keskenään. Eräiden tietojen mukaan salamoita olisi toimiviksi arvioitujen tulivuorien kohdalla.

Pinta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksen pintaa Venera 13 -luotaimen kuvaamana.
Venuksesta otetuista tutkakuvista koottu planeetan kuva.

Venuksen pinnalla on kaksi suurta ylänkömuodostumaa, Ishtar Terra ja Aphrodite Terra, jotka muistuttavat kooltaan maan mantereita.[1] Lisäksi pinnalla on vuoristoja, laaksoja ja tasankoja. Pinnalla on tulivuorikeiloja, pannukakkua muistuttavia kohonneita muodostumia ja repeämälaaksoja ja suuria kivettyneen laavan peittämiä alueita. Siellä on niin tulivuoren räjähdyskraattereita kuin meteoriitin törmäyskraattereitakin. Venuksen pinnanmuodot ovat toisenlaisia kuin Maassa, selvää laattatektoniikkaa eli mannerlaattojen liikettä ei ole, vaikka Afrodite Terran lähellä olevat maastonmuodot tuovat mieleen maan valtamerten keskiselänteet. Silti planeetan pinta näyttää uusiutuvan nopeasti voimakkaan tulivuoritoiminnan takia. Planeetan tulivuoret ovat jakautuneet melko tasaisesti planeetan pinnalle, ja Venuksen kuori näyttää olevan joka seudulla samantiheyksistä kiveä, koska painovoimamittausten mukaan suurimmat painovoimakeskittymät ovat vuorten kohdalla, toisin kuin Maassa tai Kuussa. Planeetan pinnan korkeusjakautuma on yksijakoinen, ei mantereisiin ja meriin jakautuva kuten Maassa. Noin 15 % Venuksen pinnasta on vanhaa ylänköä, ehkä planeetan alkuperäistä pintaa, loput melko tuoretta basalttilaavakiveä. Toisen luokittelun mukaan mantereita on 8 %, alamaita 25 % ja 65 % tasankoja.[6] Uskotaan että Venuksen pinnalla olisi muutaman sadan miljoonan vuoden välein voimakkaan vulkanismin kausia. Noin 500 miljoonaa vuotta sitten olisi ollut tällainen kausi, ja vanhimmat planeetan pinnan muodostumat ovat arviolta 800–2 000 miljoonan vuoden ikäisiä.[7][8]

Pinnanmuodot[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Maat Mons, kahdeksan kilometrin korkuinen tulivuori lähellä päiväntasaajaa. Korkeussuhteita on liioiteltu.

Venuksen pinnanmuodot ovat melko matalia verrattuna muihin maankaltaisiin planeettoihin. Korkeimman ja matalimman kohdan erotus on noin 13 kilometriä, kun se esimerkiksi Maassa on noin 20 kilometriä. Pioneer-luotaimen mittausten mukaan 51 prosenttia pinnasta on korkeintaan 500 metrin etäisyydellä planeetan keskisäteestä (6 052 kilometriä), ja Magellan-luotaimen tulosten perusteella 80 prosenttia pinnasta on yhden kilometrin sisällä keskisäteestä. Vain kaksi prosenttia pinnasta on yli kahden kilometrin korkeudella. Korkeimmat vuoristot sijaitsevat Lakshmin tasangon ympärillä; huomattavimmat niistä ovat James Clerk Maxwellin mukaan nimetyt Maxwellvuoret (11–12 km), Aknavuoret (7 km) sekä Freyavuoret (7 km). Ylänköalueista suurin on Etelä-Amerikan kokoinen Aphrodite Terra lähellä päiväntasaajaa. Toinen merkittävä ylänkö on suunnilleen Australian kokoinen Ishtar Terra, jonka sijainti on noin 70° pohjoista leveyttä ja jossa sijaitsevat myös Maxwellvuoret. Koska Venuksessa ei ole vettä, ovat kivet ja vuoret kovempia kuin Maassa, ja ainoa eroosiota aiheuttava tekijä on vaimea tuuli. Siksi pinnanmuodot ovat monin paikoin teräväpiirteisiä ja jyrkkiä. Maxwell-vuoria lukuun ottamatta Venuksen kaikki pinnanmuodot on nimetty naispuolisten henkilöiden, lähinnä jumalhahmojen mukaan.

Dickinson-kraatteri on 69 kilometrin kokoinen.

Kraatterit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksella on varsin vähän törmäyskraattereita, sillä pienimmät meteorit tuhoutuvat useimmiten saavuttuaan tiheään ilmakehään tai hidastuvat matkalla niin paljon, etteivät aiheuta merkittävää törmäystä.[1] Magellan löysi Venuksesta noin 900 törmäyskraatteria, joista vain hyvin harvat olivat läpimitaltaan alle 30 kilometriä. Alle 2 kilometrin kokoisia kraattereita ei löytynyt lainkaan. Useimmat kraattereista ovat suhteellisen uusia, eivätkä ne esiinny päällekkäin. Kraattereiden ympärille on usein virrannut syntyhetkellä sulaa laavaa, jonka muodostamat laavakentät näkyvät yhä tutkakuvissa muuta ympäristöä kirkkaampina. Venuksen kraatterien iäksi arvioidaan alle 300-500 miljoonaa vuotta[9]. Osa kraattereista on tulivuoren räjähdyskraattereita.

Tuliperäisyys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

200 kilometrin kokoinen Aine-korona, jonka ympärillä on pannukakkumaisia pieniä kilpitulivuoria.

Venuksen pintaa hallitsee tulivuoritoiminta. Venuksella ei ole havaittavissa Maalle tyypillistä laattatektoniikkaa, vaan noin 80 prosenttia pinnasta koostuu laavatasankojen muodostamasta mosaiikkikuviosta, jossa siellä täällä on yli sata erillistä suurta kilpitulivuorta ja lisäksi pienempiä tulivuoria sekä koronoita. Venuksen koronat ovat tuliperäisiä, 100–300 kilometrin levyisiä ja satoja metrejä kohollaan olevia sormusmaisia muodostumia, joiden keskiosat ovat painuneet. Ne ovat syntyneet, kun vaipasta peräisin oleva magma on työntänyt kuorta koholle. Keskiosien painuminen on seurausta laavan jäähtymisestä ja purkautumisesta pois koronan sivuilta. Koronat ovat mahdollisesti paikallisten ”kuumien kuplien” aiheuttamia. Usein tulivuoritoiminta on keskittynyt tietylle alueelle, mutta on myös tulivuoria, jotka muodostavat laavavirtoja ympäri planeettaa. Suuret tulivuoret sijaitsevat todennäköisesti niin sanotun kuuman pisteen päällä, jossa kuumaa magmaa pääsee purkautumaan kohti pintaa. Laavan juoksevuudesta johtuu, että purkaukset ovat olleet hyvin rauhallisia ja että laava leviää helposti muodostaen eräänlaisia joenuomia. On arvioitu, että Venuksella on satoja tuhansia tai jopa miljoonia halkaisijaltaan alle 20 kilometrin kokoisia pieniä tulivuoria. Myös nämä tulivuoret ovat kilpimäisiä ja alle kilometrin korkuisia. Aktiivisia tulivuoria ei ole toistaiseksi havaittu, mutta suuret muutokset ilmakehän rikkidioksidipitoisuudessa viittaavat niiden olemassaoloon.

Muita Venuksen pinnan tuliperäisiä muodostumia ovat novat ja araknoidit, joita on löydetty vain Venukselta. Nova muodostuu, kun suuria määriä magmaa purkautuu aukosta ja sen ympärille syntyvistä railoista muodostaen säteittäisiä harjanteita tai myös vajoamia silloin, kun magmakammio on romahtanut pinnan alapuolella. Araknoidit puolestaan ovat hämähäkinverkon muotoisia halkeamaverkostoja, joissa sisäkkäisten soikioiden välillä kulkee säteittäisiä halkeamia. Araknoideja on löydetty Venukselta noin 250.

Tektoninen aktiivisuus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksen kuoressa ei ole havaittavissa laattatektoniikkaa mahdollisesti siitä syystä, että kuoren rakenne on ohuempi ja heikompi kuin Maassa, jolloin planeetallemme tyypillisiä alityöntövyöhykkeitä ei pääse syntymään. Sen sijaan kuori muodostaa vain paikallisia vyöhykkeellisiä kerrostumia. Huolimatta varsinaisten tektonisten laattojen puuttumisesta Venuksen pinnalla on havaittavissa runsaasti muodostumia, jotka ovat tektonisen aktiivisuuden aiheuttamia, kuten tulivuoritoiminnasta syntyneitä poimuvuoristoja, hautavajoamia ja tessera-nimellä kutsuttuja alueita, jotka ovat hajonneet laattojen muodostamaksi mosaiikiksi pitkään kestäneen puristuksen takia. Painovoimamittausten mukaan Venuksella ei ole lainkaan astenosfääriä, kuoren alapuolista mannerliikunnot mahdollistavaa plastista kerrosta, mikä viittaa pinnanmuodostumien syntyyn suoraan vaipan konvektiovirtausten kautta.

Rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksen sisäinen rakenne.

Venus muistuttaa sisäiseltä rakenteeltaan suuresti Maata, sillä planeetat ovat samaa kokoluokkaa ja syntyneet samalla Aurinkokunnan alueella. Yhtenäisen kuoren alla on sulasta kivimateriaalista koostuva vaippa, joka käsittää suurimman osan planeetan tilavuudesta. Sisimpänä on halkaisijaltaan noin 6 000 kilometrin kokoinen rautaydin. Venuksen tiheys ja läpimitta on hieman pienempi kuin Maalla.

Venuksen magneettikenttä on hyvin heikko muihin Aurinkokunnan planeettoihin verrattuna. Tämä saattaa olla seurausta planeetan erittäin hitaasta pyörähdysajasta, josta johtuen sula rautaydin ei ole saanut aikaan kunnollista magneettikentän synnyttävää dynamoa. Sen seurauksena aurinkotuuli osuu Venuksen yläilmakehään esteettä. On arveltu, että Venuksessa on alun perin ollut yhtä paljon vettä kuin Maassa, mutta aurinkotuulen hiukkasten iskeytyessä ilmakehään sen vesimolekyylit hajosivat hapeksi ja vedyksi, joista vety kevyempänä karkasi nopeasti avaruuteen. Tämän vuoksi vedyn raskaan isotoopin deuteriumin määrä suhteessa tavalliseen vetyyn on suuri. Osa molekyylisestä hapesta yhdistyi kuoren atomien kanssa ja osa taas jäi ilmakehään muodostaen hiilen kanssa hiilidioksidia.

Näkyminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Koska Venus sijaitsee lähempänä Aurinkoa kuin Maa, se näkyy keskiyöllä vain pohjoisimmilla tai eteläisimmillä leveysasteilla, suurimman elongaation aikaan myös Suomessa. Riippuen siitä, millä puolella Aurinkoa se ja Maa ovat, se saattaa päiväntasaajalla näkyä enintään 3–4 tuntia ennen Auringon nousua tai Auringon laskun jälkeen: lähempänä napoja nämä vuorokautiset näkymisajat saattavat olla pidempiäkin. Noin 60º leveysasteen pohjoispuolella se voi näkyä läpi yön. Ollessaan lähellä suurinta läntistä elongaatiotaan se näkyy aamutaivaalla, jolloin siitä käytetään myös nimitystä aamutähti tai kointähti. Kun se taas on lähellä suurinta itäistä elongaatiota se näkyy iltataivaalla, jolloin siitä voidaan käyttää nimitystä iltatähti. Se on kuitenkin niin kirkas, että kun se on lähellä suurinta elongaatiotaan, sen voi nähdä paljaalla silmällä jopa keskellä päivää, mikäli vain tietää tarkalleen mihin kohtaan taivasta katsoa.

Venus onkin normaalisti kolmanneksi kirkkain taivaankappale Auringon ja Kuun jälkeen. Sen näennäinen kirkkaus on −4,6 magnitudia kirkkaimmillaan, joten se on huomattavasti kirkkaampi kuin kirkkain tähti Sirius. Kirkas, tähtimäinen Venus saattaa jopa heittää varjon.

Venuksen kiertovaiheita on mm. suurin itäinen ja läntinen elongaatio, jolloin Venus näyttää olevan kauimpana Auringosta sen jommallakummalla sivuilla. Alakonjunktiossa Venus on lähimpänä meitä Auringon edessä. Silloin Venus näyttää kaukoputkella katsottuna suurelta kapealta sirpiltä tai se on pimeänä. Yläkonjunktiossa se on Auringon takana. Silloin se näyttää hyvin pieneltä täydeltä kuulta, muttei juuri erotu koska on niin lähellä Aurinkoa tai jopa Auringon takana.

Yläkonjunktion aikaan ollessaan kauimmillaan Maasta Venus katoaa näkyvistä useaksi viikoksi, mutta alakonjunktion se ohittaa sen verran nopeasti, että se on havaittavissa kenties jo muutaman päivän kuluttua katoamisestaan. Jos Venus on tarpeeksi Auringon ylä- tai alapuolella alakonjunktion aikana se on silloinkin näkyvissä erittäin kapeana sirppinä. Tehokkaalla kiikarilla ja harrastajatasoisella kaukoputkella voi nähdä Venuksen vaiheet, mutta tehokkaallakin kaukoputkella yksityiskohdat rajoittuvat vähäisiin kirkkauseroihin planeetan eri alueilla. Venuksen näennäinen läpimitta on yläkonjunktiossa 9–10 kaarisekuntia ja alakonjunktiossa noin 60 kaarisekuntia.

Kierto-ominaisuudet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksen keskietäisyys Auringosta on noin 110 miljoonaa kilometriä, eli 0,723 AU. Venus kiertää Auringon kerran 224 vuorokaudessa. Maasta katsoen Venuksen vaiheet toistuvat huomattavasti pidemmässä synodisessa jaksossa. Planeetan rata on lähes täydellinen ympyrä. Radan soikeus eli eksentrisyys on planeetoista pienin, alle 0,7 prosenttia, ja kaltevuus Maan suhteen noin 3,4 astetta sekä Auringon päiväntasaajan suhteen 3,86 astetta. Useimpien muiden planeettojen pyörimiseen verrattuna takaperin kolmen asteen kulmassa pyörivän Venuksen pyörähdysaika on 243 vuorokautta.[5] Planeetan pyörimisnopeus päiväntasaajalla on Maahan verrattuna pieni, vain 6,52 kilometriä tunnissa. Venuksen takaperoisen pyörimisen oletetaan johtuvan suuren protoplaneetan törmäämisestä sopivassa kulmassa planeettaan Aurinkokunnan syntyvaiheessa, jolloin Aurinkokunnassa oli muutamia kymmeniä "oligarkkeja", noin Marsin kokoisia protoplaneettoja. Myös Pluto pyörii taannehtivasti (retrogradisesti) ja Uranus kyljellään näkökulmasta riippuen joko retrogradisesti tai normaaliin suuntaan.

Vaiheet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venuksen vaiheet.

Koska Venus kiertää Aurinkoa Maan radan sisäpuolella, on sillä Maasta käsin havaittavissa selkeät vaiheet, samaan tapaan kuin Kuulla. Ollessaan alakonjunktiossa lähimmillään Maata se näkyy kaukoputkella hyvin ohuena sirppinä – poikkeuksena ylikulku, jolloin planeetta kulkee suoraan Auringon editse. Ollessaan elongaatiossa näennäisesti suurimmassa kulmassa Aurinkoon nähden (45,0–47,8°) se näyttäytyy puoliksi valaistuna, itäisessä elongaatiossa iltatähtenä ja läntisessä elongaatiossa aamutähtenä. Planeetan siirtyessä yläkonjunktioon vastakkaiselle puolelle Aurinkoa se näkyy täysinäisenä, mutta kasvaneesta etäisyydestään johtuen yli kuusi kertaa alakonjunktiota pienempänä. Vaiheiden kierto kestää yhden Venuksen synodisen kiertoajan verran eli noin 584 päivää.

Kirkkaimmillaan Venus on keskimäärin 37 päivää ennen ja jälkeen alakonjunktion, jolloin 25 prosenttia planeetan pinnasta näkyy valaistuna. Tällöin sen kirkkaus on −4,6 magnitudia. Himmeimmillään Venus on yläkonjunktiossa, jolloin sen kirkkaus laskee −3,5 magnitudiin.

Ylikulku[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vuoden 2004 ylikulku.
Pääartikkeli: Venuksen ylikulku

Venuksen ylikulku tapahtuu, kun planeetta kulkee radallaan suoraan Maan ja Auringon välistä. Ilmiö on sama kuin auringonpimennyksessä, mutta Venuksen pienestä näennäisestä koosta johtuen se näkyy vain pienenä mustana kiekkona Auringon edessä.

Venuksen ylikulku on harvinainen tapahtuma, sillä sen ja Maan ratatason välinen kulma on 3,4 astetta. Siinä on havaittavissa tietty jaksollisuus, jossa kaksi ylikulkua seuraa toisiaan hieman alle kahdeksan vuoden välein ja pareja erottavat vuoroin 121,5 ja 105,5 vuoden välit. Johannes Kepler ennusti ensimmäisenä ylikulun vuodelle 1631, mutta sitä ei havaittu. Kahdeksaa vuotta myöhemmin tapahtuneen ylikulun havaitsi ensimmäisenä Jeremiah Horrocks.

Edelliset ylikulut tapahtuivat 8. kesäkuuta 2004 ja 6. kesäkuuta 2012.[10] Ne olivat havaittavissa myös Suomessa. Seuraava ylikulku tapahtuu vuonna 2117, mutta se ei näy Suomessa.

Ennen nykyaikaista tähtitiedettä Venuksen ylikululla oli tärkeä tieteellinen merkitys. Sen avulla voitiin parallaksista laskea Maan etäisyys Auringosta, sillä ylikulun alkuhetki vaihteli hieman maapallon eri puolilta havaittuna. Aiemmin oli pystytty määrittämään vain planeettojen suhteelliset etäisyydet, joten kokonaiskuva Aurinkokunnan koosta pystyttiin vihdoin hahmottamaan. Vuonna 1761 ylikulussa nähtiin Venuksen ympärillä sen kulkiessa Auringon reunan ulkopuolelle kirkas rengas, josta pääteltiin planeetan kaasukehän taittavan valoa.[11]. Samoin Venuksen koskettaessa sisäpuolelta Auringon reunaa, nähtiin sen vieressä tumma pullistuma, joka johtui samasta syystä.

Tutkimus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Havainnot ennen avaruusaikaa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venus on Kuun ja Auringon jälkeen taivaan kirkkain kohde, joten se on varmasti tunnettu jo esihistoriallisella ajalla. Eräs varhaisimmista tunnetuista tähtitieteellisistä asiakirjoista on Babyloniasta noin vuodelta 1600 eaa. peräisin oleva havaintotaulukko, johon on merkitty planeetan ilmestymisajankohdat 21 vuoden ajalta. Babylonialaiset ja sumerit kutsuivat Venusta nimellä Dil-bat, Dil-i-pat tai Nin-Dar-Anna, joka merkitsee taivaan valtiatarta.[12] Akkadiassa se oli puolestaan jumalatar Ištarin tähti ja Kiinassa sekä lähikulttuureissa Metallitähti kiinalaisen viiden elementin filosofian mukaan.

Mayoille Venus oli tärkein taivaankappale, ja he kutsuivat sitä nimellä Chak ek, ’suuri tähti’. He havainnoivat planeetan liikkeitä tarkoin, myös päivällä, sillä he uskoivat sen sijainnin muiden planeettojen suhteen vaikuttavan elämän kulkuun maapallolla. He loivat uskonnollisen kalenterin, jossa esitettiin Venuksen täysi synodinen kierros (noin 584 päivää) viiden kierroksen jaksoissa.

Venusta on kutsuttu vanhastaan Kointähdeksi eli Aamutähdeksi, ja Iltatähdeksi, koska se on usein aamu- ja iltataivaan huomattavin tähtitieteellinen kohde. Sanassa Kointähti koi tarkoittaa aamunkoita eli aamun ensi valoa ennen auringon nousua. Varhaisimpina aikoina ei mahdollisesti ymmärretty, että Kointähti ja Iltatähti olivat sama kohde. Antiikin Kreikassa Iltatähteä kutsuttiin nimellä Hesperos, joka viittaa ilmestymiseen läntiselle taivaalle, ja Aamutähteä nimellä Fosforos. Fosforos, latinaksi Lucifer, tarkoittaa kirjaimellisesti valontuojaa: ilmestyessään itätaivaalle Venus toi mukanaan päivän valon. Lopulta oivallettiin, että kyseessä on sama kohde. Diogenes Laertios ja Plinius vanhempi väittivät, että Pythagoras olisi ensimmäisenä ymmärtänyt tämän.[13][14] Assurbanipalin kirjastosta löytyneet varhaisbabylonialaisten savitaulujen jäljennökset ovat kuitenkin osoittaneet, että babylonialaiset olivat tienneet tämän jo yli tuhat vuotta ennen Pythagoraan aikaa.[12]

Vanhalla ja keskiajalla planeettojen ja Auringon oletettiin kiertävän Maata. Ei kuitenkaan oltu yksimielisiä siitä, ovatko Venus ja Merkurius lähempänä vai kauempana Maata kuin Aurinko[15] Eräiden myöhäis­antiikin kirjoittajien mukaan Heraklides olisi esittänyt jo 300-luvulla eaa., että Merkurius ja Venus kiertävät Aurinkoa Maan sijaan.[16] Teoria ei tullut vanhalla ajalla yleisesti hyväksytyksi, mutta 1300-luvulla se esiintyi useilla kirjoittajilla.[15]

Uudella ajalla Galileo Galilei teki merkittävän havainnon nähdessään kaukoputkellaan Venuksen vaiheet vuonna 1610. Tämä oli tärkeä todiste Kopernikuksen aurinkokeskisen maailmankuvan puolesta. Lisäksi Galilei havaitsi, että planeetan näennäinen läpimitta vaihteli siten, että se oli pienimmillään täysinäisenä ja suurimmillaan sirppinä.

Vuonna 1932 selvisi spektroskoopilla mitaten, että Venuksen kaasukehässä on hiilidioksidia.[17]

Vielä 1800-luvulla uskottiin yleisesti, että Venuksen pyörähdysaika on noin 24 tuntia. Hitaampaa pyörimisnopeutta ehdotti ensimmäisenä italialainen tähtitieteilijä Giovanni Schiaparelli olettaen, että Venuksen pyöriminen oli Merkuriuksen tavoin lukittunut kiertoajan mittaiseksi. Tätä vahvisti se havainto, että Venus oli kääntynyt aina samaan suuntaan Maahan nähden ollessaan alakonjunktiossa. Olettamus ei pitänyt paikkansa kummankaan planeetan kohdalla, mutta osui varsin lähelle. Lopullinen tieto pyörähdysajasta saatiin 1960-luvulla, kun vuoden 1961 konjunktiosta lähtien planeettaa havainnoitiin tutkalla useista observatorioista käsin. Pyörähdysliikkeen retrogradisuus huomattiin vasta vuonna 1964. Venuksen huomattiin säteilevän itse voimakasta radiosäteilyä, mikä viittasi 300–400 asteen lämpötilaan planeetan pinnalla yöpuolella. 1960-luvun alussa esitettiin eri selityksiä: planeetta olisi ilmassa leijuvan pölyn tai hiilidioksidin takia kuuma, tai säteily tulisi planeetan ionosfääristä.[18] Vuodesta 1968 lähtien huomattiin tutkahavainnoilla, että Venuksessa on eri tavoin tutkasäteilyä heijastavia alueita, muun muassa Alfa Regio ja Beta Regio. 1970-luvulla pinnalta erottui jo tutkien edelleen kehittyessä kraattereita.

Avaruusluotaimia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Venusta kohti on lähetetty avaruusluotaimia 1960-luvun alusta lähtien. Amerikkalainen Mariner 2 lensi planeetan ohi vuonna 1962. Neuvostoliitto lähetti Venukseen monia menestyneitä luotaimia. Vuonna 1967 Neuvostoliiton Venera 4 laskeutui Venuksen kaasukehään mitaten lämpötilaa ja painetta, mutta se tuhoutui ennen pääsyä planeetan pinnalle. Vasta Venera 7 laskeutui planeetan pinnalle onnistuneesti. Vuonna 1975 Venera 9 ja 10 kiersivät Venusta ja pudottivat kuvat ottaneet kapselit Venuksen pinnalle. Vuonna 1978 Yhdysvallat lähetti Venukseen kaksi Pioneer Venus -nimistä luotainta, joista toinen pudotti mittauskapseleita eri kohtiin planeetan kaasukehää ja toinen kartoitti planeetan pinnan suureksi osaksi. Neuvostoliitto lähetti edelleen laskeutujia Venukseen 1970- ja 1980-luvuilla. Merkittäviä olivat myös tutkakartoittajaluotaimet Venera 15 ja 16.

Amerikkalainen Venusta kiertänyt Magellan kartoitti Venuksen pintaa aiempaa tarkemmin 1989–1994. Sittemmin ESA:n Venus Express on toiminut kiertoradalla vuodesta 2006 lähtien.

Venus tieteiskirjallisuudessa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ennen avaruusluotainten havaintoja Venusta pidettiin tieteiskirjallisuudessa maankaltaisena planeettana. Se kuviteltiin usein märäksi sademetsien ja soiden peittämäksi maailmaksi. C. S. Lewisin Perelandrassa Venus taas kuvataan idylliseksi valtamerien peittämäksi planeetaksi. Edgar Rice Burroughsin Venus-kirjasarjassa hänen Amtoriksi nimittämänsä planeetta on vihreä ja merellinen, ja sitä suojaa auringonpaisteelta pysyvä pilviverho. Toiset taas ovat kuvitelleet Venusta kuumaksi aavikoksi, muttei osattu odottaa 480 asteen lämpötiloja.

Kirjallisuus[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Karttunen, Hannu et al: Tähtitieteen perusteet. 4. laitos. Helsinki: Ursa, 2003. ISBN 952-5329-30-5.
  • Oja, Heikki & Poutanen, Markku: Aurinkokuntamme. Helsinki: Ursa, 1990. ISBN 951-9269-54-1.
  • Oja, Heikki & Poutanen, Markku: Planeetat. Helsinki: Ursa, 1982. ISBN 951-9269-17-7.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b c d e f Venus Encyclopædia Britannica Online. Encyclopædia Britannica. Viitattu 27.5.2010. englanti
  2. Sitko, Michael L.: Venus and Mars (englanniksi)
  3. Mikko Suominen: Venukselta löytyi otsonikerros Ursa. Viitattu 7.10.2011.
  4. Class 16 - Earth, Venus, Mars - Dynamics 2 (englanniksi)
  5. a b Venus: Facts & Figures NASA. Viitattu 13.6.2007. (englanniksi)
  6. The Highlands of Venus (englanniksi)
  7. Oja, Heikki: Saturnuksen taakse: 1990-luvun löytöretket aurinkokunnassamme, s. 38. Helsinki: Ursa, 2000. ISBN 952-5329-07-0.
  8. Karttunen et al. 2003, s. 223.
  9. Venusian Impact Craters www.solarviews.com. (englanniksi)
  10. Espenak, Fred: 2004 and 2012 Transits of Venus 2002. NASA. Viitattu 13.6.2007. (englanniksi)
  11. Oja & Poutanen 1982, s. 76.
  12. a b Raimo Lehti: Sfairopoiia, Pallojen ja ympyröiden koneistot vanhalla ajalla, s. 19. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry, 2009. ISBN 978-952-5329-76-6.
  13. Plinius vanhempi: ”VI”, Naturalis historia. John Bostock, Henry Thomas Riley, 1855. Teoksen verkkoversio.
  14. Dionysios Laertios: ”XIV”, Merkittävien filosofien elämät ja opit. . Teoksen verkkoversio.
  15. a b Lehti, s. 222.
  16. Lehti, s. 215–217.
  17. Oja & Poutanen 1982, s. 77.
  18. Oja & Poutanen 1982.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]