Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Katarzyna Kizińska kl.III d Wenus naukowo-fantastycznie.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Katarzyna Kizińska kl.III d Wenus naukowo-fantastycznie."— Zapis prezentacji:

1 Katarzyna Kizińska kl.III d Wenus naukowo-fantastycznie

2 Spis treści 1.Misje kosmiczne ku Wenus 2.Misje kosmiczne ku Wenus 3.Misje kosmiczne ku Wenus 4.Misje kosmiczne ku Wenus 5.Atmosfera wenusjańska 6.Atmosfera wenusjańska 7.Temperatura powierzchni 8.Charakterystyka powierzchni 9.Mapy północnej półkuli 10.Czy na Wenus wieją wiatry 11.Krajobrazy Wenus 12.Geologiczne struktury 13.Ukształtowanie planety

3 14.Wulkany plackowe 15.Ewolucja atmosfery 16.Ewolucja słońca 17.Ucieczkowy efekt cieplarniany 18.Wizja artystyczna atmosfery Wenus 19.Pierwsze mapy Wenus 20.Obserwacje i badania 21.Wenus w literaturze fantastyczno-naukowej 22.Wenus w literaturze fantastyczno-naukowej 23.Opowiadania i powieści o pozaziemskich światach 24.Opowiadania i powieści o pozaziemskich światach 25.Powieści Wenus 26.Powieści Wenus

4 Misje kosmiczne ku Wenus Począwszy od lat 60-tych XX wieku w kierunku Wenus wysłano kilkanaście sond (inaczej: próbników) kosmicznych z serii Mariner, Wenera, Pioneer Venus oraz sondę Magellan. Poniżej znajduje się krótkie podsumowanie najważniejszych, udanych misji kosmicznych ku Wenus. Wenera 1 - (strat: ) - to pierwszy w historii lotów kosmicznych próbnik międzyplanetarny; przeleciał w odległości ok. 100 tys. km od Wenus. Misja nie w pełni udana (utracono łączność z sondą), ale rozpoczęła ona bardzo bogaty program badawczy Wenus realizowany przez radzieckie sondy począwszy od Wenera 2 (start: ) po Wenera 16 (start: ). Mariner 2 - (start: ) - przeleciał km nad planetą, a Wenus stała się w ten sposób pierwszą planetą badaną przez sondę kosmiczną. Próbnik przekazał pierwsze, cenne informacje na temat jej atmosfery i okresu rotacji. Stwierdzono bardzo wysoką temperaturę i wysokie ciśnienie atmosfery przy powierzchni Wenus oraz odkryto, że głównym składnikiem atmosfery jej dwutlenek węgla.

5 Wenera 4 - (start: ) - podczas planowego, swobodnego spadku w atmosferze trwającego 94 minuty przekazał dane na temat temperatury, gęstości, ciśnienia i składu atmosfery. Lot trwał do wys. 23 km nad powierzchnią planety. Kolejne sondy radzieckie Wenera 5 i Wenera 6 (start odpowiednio: i ) weszły głębiej do atmosfery Wenus, do wys. 17 km nad powierzchnią planety. Mariner 5 - (start: ) - przeleciał w odległości 3990 km od planety i, dzięki bardziej czułym niż na poprzednich amerykańskich sondach instrumentom, uzyskał nowe informacje na temat wenusjańskiej atmosfery, m.in. tę, że dwutlenku węgla jest w niej aż 85-99%. Wenera 7 - (start: ) - pierwsze miękkie lądowanie na powierzchni Wenus. Sonda dokonywała pomiaru temperatury atmosfery od 55 km nad powierzchnią do powierzchni. Po raz pierwszy nastąpił przekaz danych z innej planety na Ziemię. Sonda przekazywała dane przez 23 minuty. Lądownik Wenery 8 przekazywał dane z powierzchni Wenus przez 50 minut. Mariner 10 - (start w 1973) - była to pierwsza misja, podczas której wykorzystano oddziaływaniu grawitacyjne Wenus w celu przyspieszenia sondy kosmicznej w jej podróży do dalszego obiektu, do Merkurego. Uzyskano pierwsze zdjęcia Wenus wykonane przez sondę kosmiczną.

6 Wenera 9 - (start: ) - na orbicie Wenus na wys km umieszczono pierwszego sztucznego satelitę planety. Jednocześnie lądownik misji Wenera 9 był pierwszym aparatem, który wylądował na innej planecie i przekazał pierwsze, czarno-białe zdjęcia powierzchni Wenus. Lądowniki Wenery 9 i Wenery 10 wyposażone były w aparaturę, dzięki której dokonano pierwszych analiz chemicznych gruntu Wenus. Pioneer Venus - ta misja była dwuczęściowa: r. wysłano ku Wenus sondę Pioneer Venus 1, która miała stać się sztucznym satelitą planety, a jej zadaniem było m.in. wykonanie pierwszej mapy Wenus po przebadaniu jej powierzchni za pomocą sygnałów radarowych. Duży próbnik Pioneer Venus 2, niosący na pokładzie cztery mniejsze próbniki, wysłano ku Wenus r. Mniejsze próbniki zostały w różnych miejscach wpuszczone do atmosfery planety i podczas spadania w niej przekazywały dane na temat jej struktury i składu. Tymczasem duży próbnik dokonywał pomiarów górnych warstw atmosfery, a sonda Pioneer Venus 1 na orbicie wykonywała takie same pomiary w celach porównawczych.

7 Dwie następne sondy Wenera 11 i 12 wysłano na Wenus w roku 1978, kolejną parę - Wenera 13 i 14 w 1981 r. (sondy dostarczyły pierwszych, kolorowych zdjęć powierzchni) i ostatnią parę sond z tej serii - Wenera 15 i 16 w roku 1983 (wykonano radarowe mapy dużej części planety). Sondy z serii Wenera dostarczyły ogromniej ilości danych m.in. na temat ukształtowania terenu na Wenus, budowy i składu chemicznego gruntu i atmosfery, temperatury i ciśnienia na powierzchni i w poszczególnych warstwach atmosfery, prędkości wiatrów, itd. Vega 1 i Vega 2 - (start: 1984) - te dwie radzieckie sondy, początkowo przeznaczone do badania Wenus, zostały skierowane ku komecie Halleya. Wyposażono je jednak w lądowniki i balonowe próbniki atmosferyczne, które wpuszczono do atmosfery planety podczas przelotu koło niej. Galileo - (start: ) - amerykańska sonda, której celem był Jowisz i jego satelity, w ramach grawitacyjnego rozpędzania się przelatywała między innymi koło Wenus. 10 lutego 1990 r. znalazła się w najmniejszej odległości km od planety. Wykonała zdjęcia zewnętrznych warstw atmosfery. Podobnie sonda Cassini podróżująca od 15 października 1997 do układu Saturna, dwukrotnie, w 1998 i 1999 roku przelatywała w pobliżu Wenus, rozpędzając się dzięki niej do swej dalekiej podróży. Podczas zbliżenia do planety poszukiwano między innymi dowodów na istnienie wyładowań elektrycznych w jej atmosferze. Magellan - (start: ) - to pierwszy pojazd kosmiczny, który został wypuszczony w przestrzeń międzyplanetarną z wahadłowca kosmicznego (ATLANTIS). Umieszczony na orbicie około wenusjańskiej (minimalna wysokość jego eliptycznej orbity wynosiła 243 km) w ciągu 5 lat pracy wykonał szczegółową, radarową mapę 98% powierzchni Wenus. Stwierdził obecność na powierzchni różnych struktur, takich jak rozległe równiny, góry, skalne uskoki, kratery, wulkany.

8 Atmosfera Wenus jest bardzo gruba, masywna, gęsta i nieprzezroczysta (w promieniowaniu widzialnym) dla obserwatora z zewnątrz. Głównym jej składnikiem jest dwutlenek węgla (CO 2 ) %, a więc razy więcej niż w ziemskiej atmosferze. Azotu w postaci N 2 jest ok. 3.5%, a innych pierwiastków i związków chemicznych, takich jak argon, tlen, dwutlenek siarki, tlenek węgla i inne, są w atmosferze Wenus śladowe ilości. Zaskakującym odkryciem był fakt, że wenusjańska atmosfera jest "bardzo sucha" (procentowa zawartość pary wodnej w atmosferze to 0.001%). Początkowo sądzono, że chmury spowijające Wenus zbudowane są głównie z pary wodnej, a tymczasem zawartość wody w atmosferze Wenus stanowi zawartości wody w atmosferze ziemskiej. Ciśnienie na powierzchni (tzn. na poziomie odpowiadającym średniemu promieniowi planety, czyli km) wynosi 95 barów, w tym 92 bary "produkuje" dwutlenek węgla (1 atm = bara). Ciśnienie na Wenus jest więc 95 razy wyższe niż na powierzchni Ziemi. Pomimo że azot stanowi 78% składu atmosfery ziemskiej (odpowiednio: 3.5% wenusjańskiej), ciśnienie cząstkowe azotu jest na Wenus 4.16 razy wyższe od ciśnienia cząstkowego azotu w atmosferze ziemskiej. To porównanie pozwala uzmysłowić sobie, jak bardzo masywna jest atmosfera Wenus. Zdjęcie Wenus wykonane przez sondę Galileo z użyciem filtru fioletowego. Właśnie w fioletowym i ultrafioletowym promieniowaniu najlepiej widoczna jest struktura najbardziej zewnętrznej warstwy chmur. Atmosfera wenusjańska

9 Wenus stale przesłonięta jest warstwą chmur. W grubej na ok. 100 km atmosferze planety, chmury występują w obszarze od ok. 45 km do ok. 70 km nad powierzchnią i skupiają się głównie w trzech warstwach. Poniżej dolnej warstwy chmur obecne są lekkie mgły, a poniżej 30 km, aż do powierzchni, atmosfera jest przejrzysta. Dolna warstwa chmur jest najbardziej gęsta w obszarze km nad powierzchnią. Wyżej, od 49 km do 57 km, jest warstwa średnia, a największa koncentracja chmur warstwy górnej ma miejsce od 59 km do 66 km nad powierzchnią planety. Ponad górną warstwą chmur rozciąga się znowu obszar lekkich mgieł. Poszczególne warstwy mogą nieco mieszać się ze sobą, ale dzieje się to w znacznie mniejszym stopniu, niż ma to miejsce w atmosferze ziemskiej. Chmury wenusjańskie zbudowane są głównie, w 75%, z kropelek kwasu siarkowego, a w 25% - z pary wodnej. Masa wszystkich chmur nie jest duża, a chmury wenusjańskie przypominają ziemskie mgły. Jednak to wystarczy, aby powłoka chmur odbijała aż 75% światła słonecznego. Co więcej, z pozostałych 25% promieniowania słonecznego penetrującego atmosferę Wenus, do powierzchni planety dociera tylko ok. 3%. Zdjęcie Wenus wykonane w bliskiej podczerwieni (dł. fali 2.3 mikrona) przez sondę Galileo z odległości 100 tys. km od planety. Podczerwone promieniowanie słoneczne głębiej penetruje atmosferę planety i umożliwia obserwację głębiej położonych warstw. Zdjęcie ukazuje turbulentną, środkową warstwę chmur, znajdującą się w obszarze km nad powierzchnią planety, km poniżej zewnętrznej granicy chmur.

10 Temperatura na powierzchni planety wynosi około 740 K (dla przypomnienia: 0 K = -273 °C ) i jest o niemal 500 stopni wyższa, niż byłaby, gdyby planeta nie posiadała atmosfery. Tak wysoka temperatura powierzchniowa jest skutkiem działania efektu cieplarnianego na Wenus. Wraz ze wzrostem wysokości nad powierzchnią planety temperatura systematycznie maleje. Do wysokości 47 km, czyli do dolnego pułapu chmur, cały czas utrzymuje się powyżej temperatury wrzenia wody, czyli powyżej 373 K, a na wysokości górnego pułapu chmur (ok. 70 km) jest już tylko 240 K. Pod chmurami różnica temperatury pomiędzy stroną dzienną a nocną, a także zmiany temperatury zależne od miejsca na planecie są bardzo małe. Na wysokości ok. 100 km, temperatura po stronie dziennej, wynosząca średnio 300 K, jest już znacznie wyższa od średniej temperatury po stronie nocnej, wynoszącej tylko 130 K. Począwszy od ok. 100 km nad powierzchnią rośnie wraz z wysokością różnica pomiędzy temperaturą strony nocnej i dziennej. Okazało się, że pomiędzy 95 km a 160 km nad powierzchnią temperatura po stronie dziennej wzrasta o ok. 125 K, a po stronie nocnej tylko o 35 K. Temperatura powierzchni

11 Wenus, podobnie jak inne planety typu ziemskiego, powstała ok. 4,6 miliarda lat temu w procesie zlepiania się mniejszych ciał. Wskutek zderzeń tych ciał wydzielało się dużo ciepła, które mogło stopić młodą planetę. Podczas stygnięcia Wenus ze stopionej materii wydzieliły się jej poszczególne warstwy: skorupa (o średniej grubości ok. 60 km), skalisty płaszcz (o grubości ok km) oraz żelazowo-niklowe jądro planety o promieniu ok km. Na Wenus nie ma mórz i oceanów by móc, tak jak to się robi na Ziemi, podać wysokość, czy głębokość jakiejś struktury na powierzchni względem poziomu morza, czyli umownego poziomu zerowego. Za taki umowny poziom zerowy na Wenus przyjęto średni promień planety równy 6051,84 km. Okazało się, że 90% powierzchni planety zajmują struktury o wysokości zawierającej się pomiędzy -1, a 2.5 km względem umownego poziomu zerowego. Powierzchnia zdominowana jest przez rozległe, pustynne równiny. 27% powierzchni Wenus, to nizinne równiny o wysokości km poniżej poziomu zerowego. 65% zajmują wyżyny lub pofałdowane równiny, o wysokościach km powyżej poziomu zerowego. Reszta, czyli ok. 8% powierzchni, to obszary górzyste o wysokościach od 2 do 12 km, które spotyka się na obszarach równinnych. Nizinne równiny są na ogół bardzo gładkie, na obrazach radarowych widać je jako twory ciemne. Wyżyny i pofałdowane równiny są bardziej urozmaicone, zawierają takie formy ukształtowania terenu, jak urwiska, skalne grzbiety, rowy, wzgórza, kanały. Bardziej urozmaicone, chropowate rejony planety widoczne są na obrazach radarowych jako jasne. Cała powierzchnia planety usiana jest kraterami. Charakterystyka powierzchni

12 Powyższe mapy północnej półkuli Wenus (biegun północny jest na środku) powstały na podstawie danych radarowych z sondy Magellan i radioteleskopu Arecibo, uzupełnionych danymi z sond Venera i Pioneer Venus. Sztuczne kolory na zdjęciu po lewej mają za zadanie podkreślić urozmaicenie terenu: barwa ciemna - obszary gładkie, równinne, barwa jasna - obszary chropowate, górzyste. Różne barwy na zdjęciu po prawej odzwierciedlają różną wysokość struktur względem średniego promienia planety: barwa niebieska - obszary najniższe, barwa czerwona i biała - obszary najwyższe. Mapy północnej półkuli

13 Cyrkulacja atmosfery Wenus jest zupełnie inna, niż znana nam cyrkulacja atmosfery ziemskiej. Spowodowane to jest kilkoma czynnikami: inne tempo rotacji (znacznie mniejsze), inny skład chemiczny, a przede wszystkim inna zawartość poszczególnych związków chemicznych w atmosferze, inna struktura atmosfery, brak pór roku (spowodowany bardzo małym kątem pomiędzy płaszczyzną orbity planety, a jej płaszczyzną równika). Poza tym, na Wenus energia promieniowania słonecznego podlega dystrybucji i częściowej "konsumpcji" głównie ponad górną warstwą chmur, podczas gdy na Ziemi głównie absorbowana jest przez powierzchnię planety. Na Wenus występuje ciekawa sytuacja: mimo bardzo wolnej rotacji planety jako całości, na poziomie chmur (ok. 60 km nad powierzchnią) atmosfera rotuje z okresem tylko dni (co odpowiada wiatrom o prędkościach rzędu 100 m/s). Dwa zdjęcia obok, wykonane w świetle fioletowym przez sondę Galileo, zrobione zostały w odstępie dwóch godzin. Ukazują one rotację całej atmosfery Wenus, która odbywa się z prawej ku lewej w okresie właśnie kilku dni. Ogólnie, głównym typem rotacji w atmosferze Wenus jest strefowa (wzdłuż linii stałej szerokości) superrotacja całej atmosfery w obszarze od ok. 10 km do ok. 100 km nad powierzchnią. Te wiatry strefowe zmniejszają swą prędkość systematycznie od 100 m/s w górnych warstwach do ok. 1 m/s blisko powierzchni (należy zauważyć, że nawet tak mała prędkość na powierzchni jest jednak znacząca przy ogromnej gęstości atmosfery w tym rejonie). Ponad poziomem chmur prędkość wiatrów również maleje wraz ze wzrostem wysokości, osiągając na wysokości 90 km praktycznie 0 m/s. Na większych wysokościach cyrkulacja zdominowana jest przez silne przepływy w atmosferze pomiędzy półkulą dzienną i nocną, osiągające maksymalną prędkość wynoszącą 250 m/s, na granicy dnia i nocy. Spowodowane to jest kontrastem temperatury atmosfery pomiędzy stroną dzienną a nocną na wysokości ponad 150 km nad powierzchnią. Pomiary aparatury sond Pioneer Venus i Mariner 10 wykazały także istnienie na obu półkulach planety wolnych przepływów południkowych (od równika ku biegunom), odpowiadających wiatrom o prędkości 5 m/s. Czy na Wenus wieją wiatry?

14 Chociaż krajobraz Wenus zdominowany jest przez wysoko położone równiny, to jednak na powierzchni planety wyróżniają cztery duże obszary wyżynno-górzyste. Są to: Isthar Terra (kolorowa ilustracja po lewej), Lada Terra, Aphrodite Terra, Beta Regio. Na obszarze Aphrodite Terra (jej powierzchnia ma rozmiar Afryki) znajduje się m.in. najniższy obszar planety, kanion Diana Chasma. W obrębie Isthar Terra (o powierzchni wielkości Australii) znajduje się Lakshmi Planum - wewnętrzny płaskowyż o wysokości 3-4 km (zółtawy obszar poniżej środka ilustracji przedstawiającej Isthar Terra), otoczony grzbietami górskimi. To jedyny tego typu obiekt na Wenus i w całym układzie planetarnym Słońca. Na Lakshmi Planum znajduje się górujące nad otoczeniem najwyższe pasmo górskie na planecie, Maxwell Montes wysokie na 11 km (czerwono- biała struktura na ilustracji powyżej). Pasmo to jest bardzo jasne na obrazach radarowych (ilustracja po prawej), gdyż prawdopodobnie zawiera piryt - minerał silnie odbijający sygnały radarowe. Krajobrazy Wenus

15 W pobliżu Isthar Terra spotkać można najstarsze geologicznie struktury na Wenus zwane tesserowymi lub mozaikowymi. To tereny porozcinane szczelinami i uskokami biegnącymi w różnych kierunkach, często wzajemnie prostopadłych. Wygląda to tak, jakby skorupa popękana była w bloki o rozmiarach od kilku do 20 km. Ich obecność świadczy skomplikowanych deformacjach, jakim ulegała skorupa planety. Również tzw. korony, należą do unikatowych struktur na Wenus. To koliste lub eliptyczne twory, o rozmiarach od 75 do 2000 km, składające się z grzbietów i rowów ułożonych w koncentryczne struktury. Prawie połowę zdjęcia po lewej zajmuje korona Aine o średnicy około 200 km, położona na południe od Aphrodite Terra. Korony powstały prawdopodobnie w miejscach zapadnięcia się skorupy wskutek istnienia podpowierzchniowych komór magmowych, z których wypłynęła lawa. Bez wątpienia mają związek z działalnością wulkaniczną na Wenus. Być może, jak głosi jedna z teorii, strukturami poprzedzającymi utworzenie się w danym miejscu korony są tzw. pajęczaki, owalne struktury wulkaniczne z rozchodzącą się od centrum siecią promieni. Geologiczne struktury

16 Pomiędzy terenami wyżynno-górzystymi znajduje się kilka większych gładkich, nizinnych obszarów zwanych planitia. Pięć z nich wyróżnia się rozmiarami: Atalanta Planitia, Aino Planitia, Helen Planitia, Guinevera Planitia i Lavinia Planitia. W ich pobliżu spotyka się mniejsze obszary wyżynno-górzyste, jak np. Alpha Regio w pobliżu Lavinia Planitia czy Eistla Regio w pobliżu Guinevera Planitia. Atalanta Planitia jest największym i najniżej położonym obszarem równinnym na planecie. Na Wenus znajduje się bardzo wiele wulkanów. Powierzchnia jest nimi usiana, choć największe z nich, o średnicach ponad 100 km, znajdują się w aktywnym tektonicznie rejonie równikowym.Przykładem ogromnego wulkanu może być Maat Mons (na zdjęciu powyżej), górujący 5 km nad otaczającym go terenem, a mający wysokość ok. 7 km ponad średnim promieniem planety. Należy on do wielkich wulkanów tarczowych, które cechują radialne strumienie lawy oraz centralne kaldery i jest największym na Wenus wulkanem tego typu. Zidentyfikowano ponad 150 takich wulkanów, wśród nich m.in. Sapas Mons, Ozza Mons. Ukształtowanie planety

17 Bardzo charakterystyczne dla Wenus są wulkany plackowe, nazywane czasem ze względu na ich wygląd "racuchami", a powstałe wskutek wypływu lawy o dużej gęstości i lepkości. Na zdjęciu po lewej widać kilka takich wulkanów, o średnicach około 25 km, znajdujących się na wschodnim skraju Alpha Regio. Koncentryczne i radialne układy szczelin powstały w obrębie tych wulkanów podczas stygnięcia lawy. Wulkany plackowe należą do klasy symetrycznych, kopulastych wulkanów średniej wielkości, o rozmiarach od 20 do 100 km i o niedużych wysokościach (choć są i takie, które mają nawet 1,5 km wysokości). Wulkany o średnicach poniżej 20 km uważane są za małe. Znajduje się je najczęściej na równinach, a miewają kształt stożków, tarcz, kopuł. Przypuszcza się, że działalność wulkaniczna na Wenus nie wygasła, ale na razie nie ma na to dowodów. Podejrzewa się, że wyżynny, wciąż formujący się obszar planety, Beta Regio, jest wciąż aktywny wulkanicznie. Obecnie obserwuje się tam potężne wulkany tarczowe Rhea Mons i Theia Mons, połączone 3000 km doliną ryftową. Na Wenus nie brak również kraterów uderzeniowych, mających ostre brzegi, a dna wypełnione częściowo lawą lub stopionymi skałami. Znaleziono ich na planecie ponad 900, ale nie jest to duża liczba. Mała liczba kraterów uderzeniowych świadczy o tym, że powierzchnia Wenus jest geologicznie młoda. Na zdjęciu po lewej widoczne są trzy kratery uderzeniowe, położone na terenie Lavinia Planitia: krater Sakia (poniżej środka) o średnicy 37 km, krater Danilova (z prawej) o średnicy 48 km i krater Aglaonice (z lewej). Jasne obszary to materiał wyrzucony z kraterów i formujacy ich brzegi oraz górki centralne, ciemne obszary - dna kraterów. Wulkany plackowe

18 Dlaczego atmosfery Wenus i Ziemi tak bardzo różnią się od siebie? Obecnie sądzi się, że atmosfery obu planet w pewnym okresie, który nastąpił niedługo po ich utworzeniu, były do siebie bardzo podobne. Na obecny stan atmosfer miało wpływ głównie ich oddziaływanie z hydrosferą i litosferą, a nie, jak sądzono, różna ilość energii słonecznej docierająca do planet. Obecna różnica wynika też między innymi z różnej ewolucji atmosfer Wenus i Ziemi, spowodowanej różnym obiegiem dwutlenku węgla i w efekcie różnym na obu planetach działaniem efektu cieplarnianego. Efekt cieplarniany polega na ogrzewaniu się powierzchni planety spowodowanym tym, że znajdujące się w atmosferze planety tzw. gazy cieplarniane (głównie dwutlenek węgla i para wodna, ale też np. dwutlenek siarki) są przezroczyste dla promieniowania słonecznego grzejącego powierzchnię planety, ale są nieprzezroczyste dla promieniowania podczerwonego emitowanego przez tę nagrzaną powierzchnię. Wskutek tego powierzchnia nie chłodzi się skutecznie i jej temperatura rośnie. W przypadku Wenus temperatura powierzchniowa jest o ok. 500 K wyższa, niż byłaby, gdyby nie było atmosfery. Wydaje się, że Wenus i Ziemia, które powstały blisko siebie w tej samej mgławicy protoplanetarnej, powinny mieć podobny ogólny skład chemiczny. Rzeczywiście, szacunkowa zawartość np. dwutlenku węgla jest na obu planetach porównywalna, z tym że na Ziemi jest on obecny głównie w skałach i oceanach, podczas gdy na Wenus - głównie w atmosferze. Ewolucja atmosfery

19 Na pewnym etapie ewolucji Słońca, gdy strumień jego promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego spadł, temperatura atmosfer planet wewnętrznych obniżyła się, a zawarta w nich para wodna zaczęła się skraplać. Wtedy to na Wenus, Ziemi i Marsie prawdopodobnie utworzyły się oceany, które mogły istnieć tam przez setki milionów lat. Na Merkurym mogło być zbyt gorąco, by oceany w ogóle się skropliły. Różnica między klimatem Wenus i Ziemi może także wynikać z różnej historii wody na obu planetach. Na Ziemi płynna woda pośredniczy w reakcjach dwutlenku węgla ze skałami na powierzchni planety. Powstawanie minerałów węglanowych zapobiega wzrastaniu poziomu dwutlenku węgla w ziemskim powietrzu. Na powierzchni Wenus nie ma obecnie wody, a w jej atmosferze pary wodnej jest ok. 100 tys. razy mniej niż na Ziemi. Uważa się, że zarówno Ziemia jak i Wenus otrzymały w okresie formowania się porównywalną ilość wody. Dlaczego więc obecnie na Wenus jest tak sucho? Dlaczego i w jaki sposób Wenus wyschła? Ewolucja słońca

20 Gdy znaczna część wodoru opuściła planetę doszedł do głosu drugi rodzaj efektu cieplarnianego, prowadzący do wysychania Wenus. Był to tzw. niestabilny efekt cieplarniany, inaczej zwany ucieczkowym efektem cieplarnianym, w którym woda w sposób nieodwracalny usuwana była zarówno z oceanów jak i skał powierzchniowych. Wenus otrzymywała wtedy ok. półtora raza więcej energii od Słońca niż Ziemia. Parowanie oceanów stało się bardziej intensywne, a wzrastająca ilość pary wodnej w atmosferze, wzmagała efekt cieplarniany powodujący silniejsze grzanie powierzchni, co z kolei zwiększało parowanie. Zapoczątkowało to właśnie ucieczkowy efekt cieplarniany. Z czasem większość wody wyparowała, w górnej części atmosfery została ona rozłożona i uciekła z planety. Tymczasem cały zgromadzony w wodzie dwutlenek węgla przeniósł się do atmosfery, powodując bardzo silne grzanie cieplarniane. Temperatura na Wenus sięgała wtedy 1500 K. Dobrze rozpuszczający się w wodzie dwutlenek siarki również dostał się do atmosfery i utworzył z czasem chmury zawierające kropelki kwasu siarkowego. Większa koncentracja w atmosferze pary wodnej i dwutlenku siarki z jednej strony nasila efekt cieplarniany, ale z drugiej strony zagęszcza chmury, które blokując dostęp promieni słonecznych działają odwrotnie. Obecność chmur odbijających znaczną część promieniowania słonecznego doprowadziła do obniżenia się temperatury powierzchniowej Wenus do zaledwie ok. 700 K. Wydaje się więc, że rozejście się dróg ewolucyjnych atmosfer Ziemi i Wenus jest główną przyczyną obserwowanych obecnie różnic obu planet. Ucieczkowy efekt cieplarniany

21 Źródła zdjęć: NASA - National Aeronautics and Space Administration JPL - Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology HEASARC - High Energy Astrophysics Science Archive Research Center GSFC - Goddard Space Flight Cener NSSDC - National Space Science Data Cener USGS - U.S. Geological Survey Wizja artystyczna atmosfery Wenus

22 Jedną z pierwszych map Wenus wykonał w 1645 roku na podstawie prostych obserwacji teleskopowych astronom-amator F. Fontana. Uległ on złudzeniu, wydawało mu się bowiem, że odkrył lądy i oceany na planecie. Podobne wrażenie odniósł wiele lat później Francesco Bianchini, który nawet szkicował mapy ze szczegółami rzekomo zaobserwowanymi na Wenus. Dwaj słynni XVIII-wieczni obserwatorzy, William Herschel i Johann Hieronymus Schroeter zgodnie doszli do wniosku, że widoma "powierzchnia" Wenus to nic innego, jak zewnętrzna warstwa chmur w atmosferze planety. Nie wszyscy podzielali ten pogląd, np. Percival Lowell odrzucił ideę nieprzezroczystej atmosfery Wenus i w 1897 roku ogłosił odkrycie nowych struktur na jej powierzchni.Pierwsze dobrej jakości fotografie Wenus wykonał w 1923 roku F.E. Ross z obserwatorium na Mount Wilson. Zdjęcia w ultrafiolecie ukazywały wprawdzie jakieś włókniste struktury, ale zinterpretowano je jako chmury o różnych kształtach. W latach 50-tych XX wieku powstawało już wiele naprawdę dobrej jakości zdjęć planety, jednak atmosfera wciąż była dla nich przeszkodą nie do pokonania. Pierwsze mapy Wenus

23 Większość wielkoskalowych obserwacji powierzchni Wenus, to obserwacje radarowe. Gruba atmosfera planety z gęstymi chmurami nie stanowi dla badań radarowych przeszkody. Prowadzono trzy rodzaje pomiarów radarowych: 1) tzw. altymetryczne, tzn. dostarczające danych na temat wysokości struktur na planecie, 2) pomiary ujawniające zróżnicowanie ukształtowania powierzchni i 3) pomiary dostarczające danych na temat jasności poszczególnych obszarów. Pierwsze dane radarowe Wenus uzyskano w końcu lat sześćdziesiątych XX wieku dzięki radarowemu systemowi satelitarnemu Goldstone w Kalifornii. Systematyczne obserwacje naziemne prowadzono też w Arecibo. Rozdzielczość pierwszych danych była tylko 5-20 km. Najdokładniejsze, globalne obserwacje radarowe planety zawdzięczamy sondom kosmicznym, a mianowicie sondzie Pioneer Venus, Venera 15 i 16, a w szczególności sondzie Magellan. Dzięki nim mamy informacje na temat ogólnej topografii planety, różnorodności struktur na jej powierzchni, itd. Obrazy radarowe całych półkul Wenus powstały głównie na bazie danych z wyżej wymienionych sond, ale często brakujące fragmenty uzupełniane były danymi uzyskanymi radioteleskopem w Arecibo. Lokalne, bezpośrednie obserwacje i badania powierzchni Wenus wykonane były przez próbniki albo lądowniki takich sond, jak: Venera 8, 9, 10, 13, 14 oraz Vega 1 i Vega 2. Dzięki tym badaniom posiadamy panoramiczne zdjęcia kilku obszarów planety, znamy budowę i skład chemiczny gruntu w tych miejscach. Większość lądowań sond na Wenus miała miejsce na brzegu wyróżniającego się obszaru wulkanicznego o nazwie Beta Regio. Pomiary wykazały obecność skał podobnych do bazaltów z dna ziemskich oceanów. Spotykano bazalt bogaty w potas i bogaty w siarkę. Wygląda na to, że powierzchnię w tych rejonach kształtowały erupcje lawy bazaltowej lub bazaltopodobnej. Planeta głównie pokryta jest litą skałą, ale występują też osady i drobnoziarnista materia, co świadczy o istnieniu na Wenus jakiejś formy erozji. Obserwacje i badania

24 Czy istnieje życie poza Ziemią? Czy istnieje życie na innych planetach Układu Słonecznego? Te pytania zadawali sobie nie tylko filozofowie i naukowcy. Próba odpowiedzi na nie inspirowała wielu twórców opowiadań i powieści. Jak wyglądają te inne światy? Jakie istoty je zamieszkują i czy są one wystarczająco inteligentne oraz czy posiadają techniczne możliwości by się skontaktować z Ziemianami? Dawniej, powyższy problem był bardzo żywo dyskutowany przez filozofów. Początkowo przedmiotem dyskusji była możliwość istnienia życia na Księżycu, głównie ze względu na jego bliskość i możliwość obserwacji gołym okiem. Jasne i ciemne obszary na jego dysku uważano za kontynenty i oceany. Greccy myśliciele: Opheus, Thales, Anaxagoras, Philolaos z Krotos i Xenophanes wierzyli, że na Księżycu żyją zwierzęta i rosną rośliny podobne do ziemskich, ale znacznie piękniejsze. Podobny świat opisany został przez Plutarcha ( n.e.) w jego książce "The face of the Moon's disc". Pierwsza powieść o podróży w przestrzeni kosmicznej, "Vera History", napisana przez greckiego satyryka Luciana ( n.e.), opowiadała o załodze statku morskiego, wyrzuconego w trakcie silnej burzy na Księżyc i jej spotkaniu z jego mieszkańcami oraz walce z mieszkańcami Słońca. W ciągu następnym wieków publikowano głównie opowiadania i powieści o życiu na Księżycu, np. w 1634 roku Johannes Kepler opublikował "Somnium seu astronomia Lunaris". Od momentu skonstruowania teleskopu, głównego narzędzia astronomii, naukowcy coraz częściej zastanawiali się nad tym, czy znane od dawna planety - Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn - są zamieszkałe. Wenus w literaturze fantastyczno - naukowej

25 Francuski astronom Pierre Gassendi ( ), który w swej książce "Are the stars habitable", pisząc "gwiazdy" miał na myśli Słońce i planety. Rzeczywiste gwiazdy uważane były za otwory w zewnętrznej odległej sferze niebieskiej. Gassendi wierzył, że różna ilość promieniowania słonecznego docierającego do poszczególnych planet ma wpływ na warunki na nich panujące i charakteryzuje naturę ich mieszkańców. Tak więc mieszkańcy Merkurego mieli być mniejsi i mniej doskonali od mieszkańców Wenus. Bernard de Bovier de Fontenelle ( ) także wierzył w istnienie życia na Wenus. Jego opublikowana w 1686 roku książka "Entretiens sur la Pluralité des Monde" była pierwszą wiarygodną powieścią naukową opowiadającą o cywilizacjach Merkurego, Wenus i Saturna, była też najpopularniejszą książką tego typu aż do końca XVIII wieku. Duński astronom Christian Huygens ( ) rozszerzył poszukiwania zamieszkałych światów na inne planety Układu Słonecznego. Zaobserwował plamy na powierzchni Jowisza i Marsa i zinterpretował je jako przejaw obecności wody na tych planetach i chmur w ich atmosferach.

26 Początkowo tematem większości opowiadań i powieści o pozaziemskich światach był Księżyc, potem Jowisz, następnie jego księżyce. Taki porządek był odzwierciedleniem postępu technicznego, zwłaszcza rozwoju technik obserwacyjnych. Dzięki konstruowaniu większych, lepszych teleskopów o lepszej zdolności rozdzielczej astronomowie otrzymywali dużo nowych informacji na temat warunków fizycznych panujących na innych planetach. Słynny filozof Immanuel Kant ( ) wysunął hipotezę, że świat roślinny i zwierzęcy poszczególnych planet zbudowany jest na bazie materiałów, których jakość zależna jest od odległości od Słońca. Zgodnie z tym mieszkańcy Ziemi i Marsa mieli prezentować znacznie niższy poziom inteligencji niż mieszkańcy Wenus i Merkurego. Również naukowcy stawiali sobie fundamentalne pytanie o istnienie życia na innych planetach. Był wśród nich odkrywca Urana William Herschel ( ), a także niemiecki astronom Franz von Paula Gruithuisen ( ). W późniejszym okresie naukowcy pisali na przykład o miastach, ulicach i fortyfikacjach na Księżycu, o celebrowanych na Wenus festiwalach ognia, itp. Opowiadania i powieści o pozaziemskich światach...

27 Do połowy XIX wieku wszelkie wyobrażenia dotyczące życia na innych planetach bazowały głównie na czystej fantazji lub paranaukowych założeniach, a nie na naukowych faktach. Sytuacja radykalnie zmieniła się w 1877 roku gdy włoski astronom, Giovanni Schiaparelli ( ), dokonał spektakularnego pseudo-odkrycia kanałów na Marsie. Jego doniesienia zapoczątkowały epokę, w której powstawało wiele powieści o Marsie, choć już wiele lat wcześniej francuski pisarz Jules Verne ( ) opublikował powieść "De La Terre a La Lune,która zapoczątkowała rozwój i późniejszą oszałamiającą karierę literatury fantastyczno-naukowej. W 1897 i w 1898 roku opublikowano dwie powieści o Marsie,"On two planets" niemieckiego autora Kurta Lasswitza ( ) oraz "The war of the worlds" brytyjczyka Herberta George'a Wellsa ( ), które stały się dla następnej generacji autorów standardami w literaturze fantastyczno-naukowej. Stworzono w nich obraz Marsa powszechnie przyjęty i obowiązujący przez wiele lat. Opisywały one Mars jako dawno wymarły świat, zamieszkały obecnie lub niegdyś przez cywilizowane istoty, które - jak to cywilizowane istoty - próbowały dokonać inwazji na Ziemię. Lata to okres, w którym tematem dominującym w literaturze fantastyczno-naukowej był właśnie Mars. Z tego okresu pochodzi jedenaście przygodowych książek o Marsie napisanych przez amerykańskiego pisarza o nazwisku Edgar Rice Burroughs ( ), twórcy słynnego Tarzana. To właśnie Burroughs stworzył wyobrażenie Marsjanina jako "zielonego ludzika".

28 W miarę rozwoju chemii naukowcy doszli do wniosku, że wszystkie planety w Układzie Słonecznym zbudowane są z tych samych pierwiastków chemicznych co Ziemia. Z początkiem XX wieku wysunęli przypuszczenie, że Wenus posiada podobną do ziemskiej atmosferę i o podobnym składzie chemicznym. Francuski astronom Camille Flammarion ( ) wyraziście opisał te idee w swej książce "Inhabited Worlds". W latach trzydziestych Wenus stała się głównym tematem powieści fantastyczno-naukowych. Opisywały one Wenus jako czysty, nietknięty przez cywilizację świat z taką florą i fauną, jakie istniały na Ziemi w okresie karbonu i permu (miały tam być dżungle, pustynie, oceany, wulkany i oczywiście dinozaury). Polski pisarz, Stanisław Lem, był jednym z pierwszych autorów, którzy stworzyli literacki obraz Wenus zbliżony do znanego nam obecnie. W swej powieści "Astronauci" (1951) Lem opisał powierzchnię Wenus jako miejsce iście piekielne. Astronauci, członkowie międzynarodowej ekspedycji wysłanej z Ziemi w roku 2003, gdy zapanował już na niej zwycięski komunizm, odkryli na Wenus ślady wymarłej, niegdyś wysoko rozwiniętej technicznie cywilizacji i znaleźli dowody na to,że mieszkańcy Wenus dokonali nuklearnego samobójstwa w wyniku nadto zażartej walki klas, czym doprowadzili przy okazji swa planetę do stanu kompletnej dewastacji. Astronauci znaleźli także ślady potwierdzające przypuszczenie, że Wenusjanie zamierzali dokonać inwazji na Ziemię, i tylko katastrofa nuklearna pokrzyżowała ich plany. Co ciekawe, tzw."meteoryt Tunguski" z 1908 roku miał być w rzeczywistości statkiem kosmicznym wenusjańskiej floty inwazyjnej, który przybył w pobliże Ziemi na rekonesans, ale mu szczęśliwie lądowanie nie wyszło. Powieści o Wenus

29 Do najsłynniejszych powieści o Wenus należą również: "Pirates of Venus" (1934), "Lost on Venus" (1935), Carson of Venus" (1939), "Escape on Venus" (1946), "Fury" (1947), "The Space Merchants" (1952). Wraz z pierwszymi przelotami w pobliżu Wenus radzieckich i amerykańskich sond kosmicznych transmitujących na Ziemię dane na temat planety, rozpoczął się zmierzch klasycznych powieści fantastyczno-naukowych o Wenus. Sondy ukazywały planetę jako miejsce najbardziej nieprzyjazne w całym Układzie Słonecznym, zupełnie nie nadające się do kolonizacji. Pisarze literatury fantastyczno-naukowej zajęli się w swej twórczości innymi, dalekimi planetami Układu Słonecznego i planetami innych słońc w Galaktyce. Sądzili, że nie ma niebezpieczeństwa, by planety te były kiedykolwiek zbadane z użyciem instrumentów astronomicznych w celu poznania ich rzeczywistych parametrów fizycznych i by w ten sposób fantastyczne wizje opisywane w ich powieściach mogły być naukowo zweryfikowane. Sytuacja powoli zaczyna się zmieniać. W niedalekiej przyszłości teleskopy nowoczesnych technologii umożliwiają naukowcom nie tylko odkrywanie dalekich planet innych słońc, ale pozwolą poznać dokładnie ich parametry. Ben Bova jest twórcą literatury fantastyczno-naukowej nowej generacji. Stwierdził on, że współczesna Wenus nadal może być tematem fascynujących i dramatycznych dzieł. Jego książka "Venus", opublikowana w 2000 roku, jest wartym przeczytania przykładem nowego trendu w literaturze fantastyczno-naukowej.

30 Koniec


Pobierz ppt "Katarzyna Kizińska kl.III d Wenus naukowo-fantastycznie."

Podobne prezentacje


Reklamy Google