Venus
 |
Tätä artikkelia on ehdotettu lupaavaksi artikkeliksi. Lupaava artikkeli -laatumerkinnän on tarkoitus kertoa, että yhteisön mielestä artikkeli sisältää selkeät perustiedot aiheestaan ja on muutenkin kunnossa. Artikkelin keskustelusivulla voit ottaa asiaan kantaa.
|
| Venus | |
|---|---|
[[Tiedosto: |250px|]] |
|
| 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 % |
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 noin 480 asteen kuumuus, johtuen planeetan paksusta hiilidioksidipitoisesta kaasukehästä, joka aiheuttaa voimakkaan kasvihuonevaikutuksen. 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.
Venus on saanut nimensä roomalaisen mytologian rakkauden jumalattaren mukaan. Sen astronominen symboli on ♀, jota muissa yhteyksissä käytetään naisen ja naisellisuuden symbolina.
Kaasukehä
Venuksen pinta on erittäin kuuma, koska planeetalla on hyvin tiheä hiilidioksidista koostuva kaasukehä, joka kasvihuone-ilmiön kautta lämmittää planeettaa.
Paljain silmin näkyvät Venuksen pinnasta vain planeetan rikkihappopisaroista koostuvat kellertävänvalkeat pilvet, jotka näyttävät lähes piirteettömiltä. Ne ovat suunnilleen maan stratosfääriä vastaavalla korkeudella.
Meille näkyvä pilvien huippu on noin 70 km:n korkeudessa, ja sen yllä on noin 90 kilometriin asti utua. Tiheimmät pilvet ovat noin 49–51 km:n korkeudessa, ja hieman harvempi keskimmäinen pilvikerros alle 57 kilometrin korkeudessa.[1] Pilvien alapuolella on noin 30/35–45 km:n korkeudessa ohutta utua ja pinnalla täysin selkeää. Joissain kohdissa pilvet ovat ohuempia, joissain paksumpia. Ultraviolettivalossa näkyy enemmän pilvien piirteitä.
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.[2] Auringon ultraviolettisäteily myös hajottaa vesihöyryä, joka karkaa avaruuteen.
Kaasukehässä on 96,5 % hiilidioksidia, 3,5 % typpeä ja hyvin pieni määrä muita aineita. Kaasunpaine on pinnalla noin 90-kertainen Maan ilmanpaineeseen verrattuna ja vastaa painetta meressä noin kilometrin syvyydessä.
Pintalämpötila on keskimäärin 462 °C,[3] 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.
Huolimatta siitä, että Venuksen vuorokausi kestää hieman pidempään kuin vuosi aiheuttaen saman puolen kääntymisen pitkäksi aikaa Aurinkoa kohden, vaihtelee lämpötila 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
Venuksen pinnalla näkyy kaksi mannerta hieman muistuttavaa suurta muodostumaa, Ishtar Terra ja Aphrodite Terra, vuoristoja, laaksoja ja tasankoja. Pinnalla on tulivuorikeiloja, pannukakkua muistuttavia kohonneita muodostumia ja repeämälaaksoja ja suuria kivettyneen laavan peittämiä alueita. Sieltä on niin tulivuoren räjähdyskraattereita kuin meteoriitin törmäyskraattereitakin. Venuksen pinnamuodot 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.[4] 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.[5][6]
Pinnanmuodot
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.
Kraatterit
Venuksella on varsin vähän törmäyskraattereita, sillä meteorit tuhoutuvat useimmiten saavuttuaan tiheään ilmakehään tai hidastuvat matkalla niin paljon, etteivät aiheuta merkittävää törmäystä. 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[7]. Osa kraattereista on tulivuoren räjähdyskraattereita.
Tuliperäisyys
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
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
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
Koska Venus sijaitsee lähempänä Aurinkoa kuin Maa, se näkyy keskiyöllä vain napaseuduilla. 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. Ollessaan lähellä suurinta läntistä elongaatiossa se näkyy aamutaivaalla, jolloin siitä käytetään myös nimitystä aamutähti tai kointähti. Kun se taas on lähellä suurinta itäistä elongaatiota se näkyy iltataivaalla, jolloin siitä käytetään 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 kirkkaimmillaan, joten se on huomattavasti kirkkaampi kuin kirkkain tähti Sirius. Kirkas, tähtimäinen Venus heittää selvän 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 sirppinä tai se on pimeänä. Yläkonjunktiossa on Auringon takana. Silloin se näyttää hyvin pieneltä täydeltä kuulta, muttei 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. 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
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.[3] 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
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
- 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. Edellinen ylikulku tapahtui 8. kesäkuuta 2004, jolloin se oli havaittavissa myös Suomessa, ja seuraava tapahtuu 6. kesäkuuta 2012.[8]
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.[9]. Samoin Venuksen koskettaessa sisäpuolelta Auringon reunaa, nähtiin sen vieressä tumma pullistuma, joka johtui samasta syystä.
Tutkimus
Havainnot ennen avaruusaikaa
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 tai Dil-i-pat, Akkadiassa se oli puolestaan äitijumala 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 Aamutähdeksi (tai Kointähdeksi) ja Iltatähdeksi, koska se on usein aamu- ja iltataivaan huomattavin tähtitieteellinen kohde. Sanassa Kointähti koi tarkoittaa joko koillista tai aamunkoita eli aamun ensi valoa ennen auringon nousua. Koillinen on samaa kantaa kuin aamunkoikin. Usein ei välttämättä ymmärretty, että kyse oli samasta kohteesta. 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 kysymyksessä oli sama kohde. Diogenes Laertios mainitsee Parmenideen väittäneen, että Pythagoras olisi ensimmäisenä ymmärtänyt tämän. 300-luvulla eaa. Heraklides esitti, että Merkurius ja Venus kiertävät Aurinkoa Maan sijaan.
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.[10]
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.[11] 1968 lähtien huomattiin tutkahavainnoilla, että Venuksessa on eri tavoin tutkasäteilyä heijastavia alueita, mm Alfa Regio ja Beta Regio. 1970-luvulla pinnalta erottui jo tutkien edelleen kehittyessä kraattereita.
Avaruusluotaimia
- Pääartikkeli: Venusta tutkineet avaruusluotaimet
Venusta kohti on lähetetty avaruusluotaimia 1960-luvun alusta lähtien. Amerikkalainen Mariner 2 lensi planeetan ohi 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. Merkittävä oli tutkakartoittajaluotain Venera 15 ja 16. Amerikkalainen Venusta kiertänyt Magellan kartoitti Venuksen pintaa aiempaa tarkemmin 1989–1994.
Venus tieteiskirjallisuudessa
Ennen avaruusluotainten havaintoja tieteiskirjallisuudessa Venusta pidettiin 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.
Lähteet
- Hannu Karttunen, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet (4. laitos, 2003)
- Heikki Oja, Markku Poutanen: Aurinkokuntamme (Ursa, 1990)
- Heikki Oja, Markku Poutanen: Planeetat (Ursa, 1982)
Lähdeviitteet
- ↑ Michael L. Sitko: Venus and Mars physics.uc.edu. (englanniksi)
- ↑ Class 16 - Earth, Venus, Mars - Dynamics 2 lasp.colorado.edu. (englanniksi)
- ↑ a b Venus: Facts & Figures NASA. Viitattu 13.6.2007. (englanniksi)
- ↑ The Highlands of Venus hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. (englanniksi)
- ↑ Heikki Oja: Saturnuksen taakse, s. 38. , 2000. ISBN 952-5329-07-0.
- ↑ Tähtitieteen perusteet, s. 223
- ↑ Venusian Impact Craters www.solarviews.com.
- ↑ Fred Espenak: 2004 and 2012 Transits of Venus 2002. NASA. Viitattu 13.6.2007. (englanniksi)
- ↑ Heikki Oja, Markku Poutanen: Planeetat, s. 76. .
- ↑ Markku Poutanen: Planeetat, s. 77. .
- ↑ Markku Poutanen: Planeetat. .
Aiheesta muualla
- astronetti
- nineplanets (englanniksi)
 | |
|---|---|
| Aurinko · Merkurius · Venus · Maa · Mars · Ceres · Jupiter · Saturnus · Uranus · Neptunus · Pluto · Haumea · Makemake · Eris |
| Kuut |
Maan · Marsin · Jupiterin · Saturnuksen · Uranuksen · Neptunuksen · Pluton · Haumean · Makemaken · Eriksen · Pikkuplaneettojen |
|---|---|
| Renkaat |
Jupiterin · Saturnuksen (Rhean) · Chariklon · Uranuksen · Neptunuksen |
| Pienkappaleet |
Meteoroidit · Pikkuplaneetat · Asteroidit · NEA:t · Asteroidivyöhyke · Troijalaiset · Kentaurit · Damocloidit · Transneptuniset kohteet · Kuiperin vyöhyke · Hajanainen kiekko · Hillsin pilvi · Oortin pilvi · Komeetat |
Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA Malline:Link FA