Observarea lui Venus

Venus
Parametrii orbitali Formare Atmosfera Suprafaţă Formații geologice Craterele de impact Nomenclatură Structura interna Observare Explorare Mariner 10 Venus Express Alte misiuni În science fiction În astrologie
Această casetă: v. D. · M.

Venus este al treilea cel mai strălucitor obiect de pe cer, după Soare și Lună , cu o magnitudine aparentă între -3,5 și -4,5. Apare întotdeauna foarte aproape de Soare, manifestându-se înainte de răsărit sau după apus , compatibil cu poziția sa. Cu ochiul liber , apare ca o stea galben-albicioasă foarte strălucitoare.

Deja un mic telescop permite aprecierea fazelor , observate pentru prima dată de Galileo Galilei în 1610 . Cu instrumente mai puternice și filtre ultraviolete , este posibil să se distingă caracteristicile acoperirii norilor.

Observația lui Venus a fost efectuată încă din Antichitate și a căpătat o mare importanță în culturile mesopotamiene și mezoamericane .

Observare cu ochiul liber

Venus și Jupiter pe fundalul cerului înstelat.

Venus (mai înaltă și mai strălucitoare) și Mercur în seara de 5 ianuarie 2015

Venus în seara de 30/6/2021

Venus apare cu ochiul liber ca o stea galben-albicioasă foarte strălucitoare, cu o magnitudine cuprinsă între -3,5 și -4,5. ^[1] Întrucât se află în interiorul orbitei Pământului, apare întotdeauna foarte aproape de Soare , manifestându-se înainte de răsărit sau după apus , compatibil cu poziția sa. Acesta este motivul pentru care este numit și steaua dimineții, Lucifer , și steaua de seară, Vespero .

La alungirea sa maximă, de aproximativ 48 °, precede răsăritul soarelui sau urmează apusul soarelui de aproximativ 3 ore, care corespund perioadei maxime de vizibilitate într-o noapte. Periodic trece în fața sau în spatele Soarelui, intrând astfel în conjuncție și apoi nu este vizibil, ascuns de strălucirea solară.

În cazuri rare, poate fi văzut dimineața (înainte de răsăritul soarelui) și seara (după apusul soarelui) în aceeași zi. ^[2] Acest lucru se întâmplă atunci când este la separarea maximă de ecliptică și în același timp la conjuncția inferioară; fenomenul se repetă cu un ciclu de opt ani. ^[3]

Imagine a lui Venus în fiecare zi la ora 17:00 în emisfera sudică - decembrie 2005.

Vizibilitate în timpul zilei

Venus este ușor vizibilă în timpul eclipselor solare , dar poate fi observată și în plină zi , ^{[4] [5]} mai ales atunci când planeta este la magnitudinea maximă. ^[6] Observarea cu ochiul liber sau prin intermediul binoclului este favorizată dacă Soarele este protejat cu umbra unei clădiri sau cu un relief la orizont; procedând astfel, în plus, se evită ca instrumentul să poată fi îndreptat incorect spre Soare - o acțiune care ar provoca leziuni serioase ochilor. Dacă se utilizează instrumente optice cu suport reglabil, este posibil să le poziționați astfel încât să încadrați direct Venus. ^[7]

Identificarea lui Venus poate fi facilitată de apariția unor configurații cerești particulare, cum ar fi conjuncțiile cu Luna. ^[8]

Ciclul Venus

Vizibilitatea lui Venus de pe Pământ în perioada sinodică a planetei, 584 de zile.

Un observator de pe Pământ îl vede pe Venus completând o revoluție în jurul Soarelui aparent în 583,92 zile, ^{[9 ]} perioada sinodică ^[10] a planetei. Când Venus se află la distanța minimă de planeta noastră, este împotriva soarelui și, prin urmare, este invizibilă. De fapt, este la conjuncția inferioară , adică una dintre cele două poziții orbitale în care planeta este situată pe conjuncția Pământ-Soare. Venus devine vizibil de pe Pământ când atinge o distanță unghiulară de aproximativ 10 ° față de Soare. Această condiție corespunde creșterii heliacale a lui Venus, care este (prima) apariție a planetei chiar înainte de zori . Pe măsură ce Venus continuă pe orbita sa, distanța unghiulară a lui Venus față de Soare crește progresiv și, în consecință, avansul răsăririi sale față de răsăritul Soarelui. Acest lucru continuă timp de aproximativ nouă săptămâni până când Venus atinge alungirea maximă occidentală, o distanță unghiulară de aproximativ 47 ° față de Soare și o perioadă de vizibilitate înainte de răsăritul soarelui de aproximativ 3 ore, timp în care Venus este capabil să se ridice pe cer pentru o ascensiune de aproximativ 40 °, aproape jumătate din distanța dintre orizont și zenit .

Planeta începe apoi calea inversă care o duce progresiv la apropierea de Soare și care durează aproximativ șase luni și jumătate. În această perioadă răsăritul lui Venus se apropie din ce în ce mai mult de cel al Soarelui. Când se atinge din nou o distanță unghiulară de vest de aproximativ 10 ° față de Soare, Venus dispare în strălucirea stelei. Acest eveniment corespunde ultimei apariții a planetei pe cer în zori (apusul heliacal ^[11] ). Următoarea perioadă de invizibilitate durează aproximativ cincizeci de zile, timp în care apare conjuncția superioară : Venus ajunge să se poziționeze din nou pe conjuncția Pământ-Soare, dar, de data aceasta, dincolo de stea.

Când planeta ajunge la o distanță unghiulară de est de aproximativ 10 ° de la Soare, este prima apariție a lui Venus în seara cerul (vespertina sau achronic ^[11] ), imediat după stabilirea Soarelui dincolo de orizont. Apoi începe o fază de separare progresivă în perspectivă a lui Venus de Soare, care durează următoarele șase luni și jumătate, care culminează cu alungirea maximă estică, care corespunde perioadei maxime de vizibilitate a lui Venus pe cerul serii. În următoarele nouă săptămâni, planeta se apropie progresiv de Soare și dispare din vedere când atinge din nou o distanță unghiulară de aproximativ 10 ° față de Soare, ceea ce corespunde ultimei apariții a lui Venus la apus (apus de seară). Perioada de invizibilitate la conjuncția inferioară este de aproximativ 8 zile, după care planeta reapare pe cerul zorilor și ciclul se repetă. ^{[11] [12] [13] [14] [15]}

Cu toate acestea, ciclul descris este complicat de faptul că Pământul și Venus sunt în mișcare relativă unul pe altul, pe orbite eliptice și non-coplanare; configurații similare se repetă după 5 sau 8 ori perioada sinodică a lui Venus (corespunzând la 8 și 12,8 ani). Mai mult, răsăriturile și apusurile Soarelui sunt reglementate de mișcarea de rotație a Pământului . ^[16]

Atât variabilitatea lentă în luminozitatea aparentă a lui Venus, cât și fenomenul de fază, descrise în secțiunea următoare, sunt direct legate de ciclul Venus.

Etape

Același subiect în detaliu: Fazele lui Venus .

Fazele lui Venus

Fiecare corp ceresc care călătorește pe o orbită internă față de cel al observatorului are faze și Venus nu face excepție atunci când este observat de pe Pământ. Spre deosebire de Lună , însă, fazele Venusului în general nu pot fi observate cu ochiul liber ^[17], dar este necesar cel puțin un telescop mic.

Planeta se află într-o fază „completă” (întregul disc iluminat) când este aproape de conjuncția superioară și, prin urmare, invizibilă. În plus, distanța față de Pământ este maximă (1,72 UA) și diametrul său aparent este de numai 9,9 " . Un" sfert "al planetei este vizibil atunci când se află la alungirea maximă. În această poziție, mult mai aproape de Pământ., diametrul aparent al lui Venus este de 37,7 ". Faza „nouă”, pe de altă parte, are loc la conjuncția inferioară: Venus este la 0,28 UA de Pământ și diametrul său pare să fie de 64,5 ", de șase ori și jumătate mai mare decât la conjuncția inferioară. ^[1]

Fazele lui Venus și evoluția diametrului său aparent.

Tocmai pentru că dimensiunile zonei aparente ale lui Venus variază în același timp (datorită variației distanței relative dintre planetă și Pământ) și a porțiunii discului luminat observabilă de pe Pământ (datorită fenomenului de faze), o variație lentă a magnitudinii aparente a planetei, care variază între -3,5 și -4,5. Luminozitatea maximă este atinsă cu aproximativ 36 de zile înainte de alungirea maximă de vest și aproximativ 36 de zile după alungirea maximă de est, când 28% din discul său este iluminat și diametrul său aparent este de 39,0 ". ^[1]

Anomalie de fază Venus

Prezența atmosferei venusiene complică totuși fenomenul fazelor în comparație cu cazul mai familiar al Lunii , care nu o are. Deja în 1793 astronomul german Johann Hieronymus Schröter observase că faza observată nu corespunde exact cu cea prevăzută geometric. ^{[18] [19]} Fenomenul - care a fost denumit anomalia fazei Venus sau efectul Schröter - este cel mai ușor de vizualizat atunci când planeta se află la alungirea maximă și ar trebui să aibă un sfert de fază: linia de terminare care ar trebui să fie rectilinie, arată în schimb o ușoară concavitate .

În secolul al XIX-lea , manifestarea anomaliei a fost înregistrată și de Wilhelm Beer , Johann Heinrich von Mädler și Francesco de Vico . Studiile au fost reluate apoi la începutul secolului al XX-lea, în special de către British Astronomical Association (BAA). ^[20] Observațiile sistematice au făcut în primul rând posibilă măsurarea fenomenului: dihotomia, adică data la care se aprinde doar jumătate din Venus, ^{[21] se} manifestă cu o anticipare (pentru alungirea estică) sau amânare. (pentru alungirea vestică) de 7,3 zile - conform lui Sohl și Weber ^[22] - sau de 4 zile - conform lui Mallama ^[18] - în raport cu data preconizată. Cu toate acestea, aceasta poate fi doar o estimare aproximativă, deoarece datele observaționale, mai ales dacă sunt anterioare apariției instrumentelor fotografice, sunt afectate de inexactități care decurg din posibila sugestie a observatorilor. ^[23]

Mallama a explicat fenomenul ca fiind datorat difuziei luminii în atmosfera venusiană superioară. ^[18] Schmude și Dutton au confirmat acest lucru ^[23] și au identificat o a doua contribuție oferită de atmosferă: linia de terminare este zimțată din cauza umbrelor profunde aruncate de structurile de nori prezente în atmosfera însăși. ^[24] Combinația celor două fenomene determină anomalia din faza planetei.

Tranzitele

Același subiect în detaliu: Tranzitul lui Venus .

Tranzitul lui Venus pe Soare

Un tranzit are loc atunci când Venus este exact între Pământ și Soare și este un eveniment astronomic rar. Prima observație a fost făcută la 4 decembrie 1639 de Jeremiah Horrocks și William Crabtree , în timp ce în 1761 a fost observată de Mihail Lomonosov, care a furnizat prima dovadă a existenței unei atmosfere. Tranzitul secolului al XIX-lea a permis, prin paralela, să calculeze cu precizie distanța Pământului de la Soare.

Acest fenomen poate apărea doar la începutul lunii iunie sau la începutul lunii decembrie, când planeta traversează ecliptica (planul orbital al Pământului) și apare în perechi de evenimente la distanță de opt ani. Distanța dintre o pereche de tranzite și următoarea are o perioadă de peste un secol: ultima a avut loc în 2004 și 2012 , cea anterioară a avut loc în 1874 și 1882 .

Observarea telescopică

Venus în vizibil luat de Mariner 10 .

Venus capturat cu un telescop Cassegrain cu diametrul de 250 mm.

Utilizarea unui mic telescop permite, de asemenea , observarea fenomenului de fază. Cu toate acestea, uniformitatea stratului de nori vizibil care acoperă planeta face dificilă distingerea figurilor albedo, deși unii susțin că au reușit să le observe chiar și cu instrumente de 2 sau 3 inci ( 5 × 10 respectiv ^7,5 cm ) în diametru. ^[25] Dintre cifrele observate, au fost raportate atât pete luminoase în apropierea polilor planetei ( capace cuspidiene sau pete polare ), cât și nori strălucitori care traversează terminatorul, ^[25] și umbre pe porțiunea iluminată a discului. Capacitatea de a-l discerne pe acesta din urmă - care poate apărea ca benzi, ramuri radiale, cu o formă neregulată sau absentă - pare să fie legată de sensibilitatea observatorului individual la lumina ultravioletă. ^[25]

Venus a realizat imagini cu ultraviolete prin intermediul telescopului spațial Hubble în 2010.

Detaliile norilor pot fi fotografiate cu ultraviolete , combinând telescopul cu un detector CCD și un filtru fotometric centrat pe 365 nm . Fotografiere în infraroșu (între 700 × 10 ^{1 000} nm ) permit captarea celor mai întunecate nuanțe. ^[26]

Unii observatori susțin în cele din urmă că au identificat o strălucire slabă - așa cum a indicat lumina cinerea , lumina cenușie ^[27] sau lumina cenușii ^[19] - emisfera care vine din noaptea lui Venus, într-o manieră similară cu ceea ce se întâmplă pentru Lună și strălucirea Pământului care vă interesează . Cu toate acestea, în timp ce aceasta din urmă este cauzată de reflexia luminii solare de pe Pământ spre satelit, lumina cenușie a lui Venus nu a găsit încă o explicație convingătoare și este considerată de unii cercetători a fi un fenomen iluzoriu. ^[27] În plus, caracteristicile sale nu par previzibile. ^[28] S-a emis ipoteza că poate fi generată de fulgere , printr-o manifestare similară cu strălucirea aerului terestru sau prin luminescența unor nori prezenți sub stratul vizibil. ^[28]

fundal

În secolul al XIX-lea mulți observatori au declarat că planeta are o perioadă de rotație de aproximativ 24 de ore, iar primul care a calculat o rotație mult mai mare (apropiată de cea a revoluției siderale) a fost Giovanni Schiaparelli , presupunând că Venus era sincronizată cu Soarele ( gândirea la Mercur ), identificând astfel o estimare rezonabilă de exactă: de fapt, prima măsurare a perioadei de rotație a lui Venus (aproximativ 243 de zile) a fost făcută în timpul conjuncției din 1961 , la observatorul radio englez Jodrell Bank , din Goldstone, California și în Uniunea Sovietică în Eupotoria (Crimeea). În timpul conjuncțiilor ulterioare măsurătorile au fost rafinate și în 1964 mișcarea retrogradă a rotației a fost confirmată.

Înainte de observațiile radio din anii 1960 , se credea că Venus posedă un mediu similar cu cel al Pământului. Această ipoteză a fost susținută de date privind dimensiunea planetei și raza orbitală, care au sugerat o asemănare cu Pământul și s-a imaginat prezența pădurilor și oceanelor. Cu toate acestea, măsurătorile efectuate de C. Mayer în lungimea de undă a microundelor au indicat o sursă de temperatură ridicată (aproximativ 600 K).

Cartarea radar

Același subiect în detaliu: astronomie radar .

După Lună, Venus a fost al doilea obiect din sistemul solar care a fost scanat cu un radar de pe Pământ. Primele studii au fost efectuate în Observatorul Goldstone al NASA , care face parte din rețeaua spațiului profund . ^{[ cand? ]} La conjuncțiile inferioare succesive, planeta a fost observată și de radiotelescopul Arecibo . Aceste prime măsurători au făcut posibilă stabilirea rotației retrograde (planeta se rotește în direcția opusă celei de revoluție în jurul Soarelui), cu o perioadă de 243,1 zile și că axa sa de rotație este aproape perpendiculară pe planul orbital . A fost măsurată și raza planetei, estimată la 6052 km.

Tehnicile de fotografiere au fost îmbunătățite între 1970 și 1985 și interesul pentru caracteristicile geologice a crescut: în timp ce în primele fotografii suprafața planetei părea pur și simplu mai compactă decât cea lunară, în următoarele platouri foarte luminoase au fost identificate (reflectând unde radare foarte) numite Alpha Regio , Beta Regio și Monti Maxwell .

Notă

Bibliografie

• (EN) Colin Lawrence, Fapte de bază , în Hunten Donald M. (eds), Venus, Vol. 1, University of Arizona Press, 1983, pp. 10-26, ISBN 978-0-8165-0788-7 . Adus pe 2 martie 2013 .
• Franco Foresta Martin, Peering printre norii lui Venus , în Laboratorul de astronomie , Edizioni Dedalo, 1988, pp. 47-52, ISBN 978-88-220-4525-6 .
• (EN) Fred W. Price, The Planet Observer's Handbook , ediția a doua, Cambridge University Press, 2000, ISBN 978-0-521-78981-3 .
• ( EN ) Anthony F. Aveni, Skywatchers , ediția a doua, University of Texas Press, 2001, ISBN 978-0-292-70502-9 .
• (EN) Schmude, Richard W., Jr., Dutton, James, Photometry and Other Characteristics of Venus , în Journal of the Association of Lunar and Planetary Observers, The Strolling Astronomer, vol. 43, nr. 4, 2001, pp. 17-26. Adus pe 9 martie 2013 .
• Leonardo Magini, Astronomie etrusco -romană , L'Erma di Bretschneider, 2003, ISBN 978-88-8265-248-7 .
• ( EN ) John North, Cosmos: An Illustrated History of Astronomy and Cosmology , University of Chicago Press, 2008, ISBN 978-0-226-59441-5 .
• ( EN ) Peter Grego, Venus și Mercur și Cum să le observi , Springer, 2008, ISBN 978-0-387-74286-1 .
• Martin Mobberley, Planetary Imaging: A Guide to Webcam Use , Springer, 2008, ISBN 978-88-470-0720-8 .
• David H. Kelley, Explorarea cerurilor antice , Springer, 2011, ISBN 978-1-4419-7624-6 .

linkuri externe

• Miriam Zanon, Analiză aprofundată asupra vizibilității lui Venus , pe astrofilifiemme.it , Gruppo Astrofili Fiemme. Adus la 26 ianuarie 2013 (arhivat din original la 28 februarie 2013) .
• (RO) Jay Tanner, The Planet Venus , PHP Science Labs. Adus la 26 ianuarie 2013 (arhivat din original la 4 martie 2016) .
• ( EN ) Steven Dutch, Cum funcționează sistemul solar , pe uwgb.edu , 7 iulie 2008 (3 noiembrie 2010 - ultima actualizare). Adus la 26 ianuarie 2013 (arhivat din original la 18 decembrie 2012) .

V · D · M Observarea sistemului solar
Observarea Soarelui	Pete solare · Proeminențe solare · Cromosferă · Coroană
Observarea planetelor	Mercur · Venus · Marte · Jupiter · Saturn · Uranus · Neptun
Observarea sateliților	Observarea Lunii

Portalul sistemului solar : Accesați intrările Wikipedia de pe obiectele sistemului solar