Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
03 Грудня 2024, 19:14:08

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

Венера - это самая яркая планета на нашем Земном небе. Было бы очень удивительно, если бы ее не заметили еще в глубокой древности. Для наблюдательного глаза не ускользнет и ее быстрое движение среди звезд. Однако, даже в раннюю эпоху античности у человечества еще небыло уверенности в том, что утренняя и вечерняя планета - это одно и то же небесное тело. А вот древние римляне уже поняли, что яркая планета на фоне утренней зари и зари вечерней - это одна и та же планета, и дали ей имя древнеримской богини любви - Венеры. Понять, что человечество имеет дело с одним небесным телом, можно было исходя из периодичности утренних и вечерних периодов видимости. Они длились примерно семь с небольшим месяцев, после чего следовали периоды отсутствия планеты на небе в течение двух с половиной месяцев. К тому же периоды утренней и вечерней видимости чередовались друг с другом.
   Тем не менее, долгие годы для жителей Земли Венера оставалась звездообразной. В прочем, некоторым зорким наблюдателям удавалось увидеть в периоды, когда расстояние между Венерой и Землей было минимальным, узкий серп планеты, который они изображали похожим на банан.
   Но вот, Галилео Галилей навел свою трубу на Венеру и увидел ее фазы. Стало понятно, что планета движется вокруг Солнца, причем по более низкой орбите. Но увидеть хотя бы что-то еще долгое время не удавалось. Зато в скорости родилась гипотеза о наличие у Венеры Луны. Многие наблюдатели даже сообщали, что видели спутник планеты. Кассини яко бы видел спутник у Венеры 18-го августа 1868 года на расстоянии где-то 3-4 диаметров диска планеты. Другой наблюдатель Джеймс Шот написал, что 23 октября 1740 года при увеличении в 240х он не только увидел диск спутника Венеры, но и увидел фазу спутника, повторявшую фазу своей планеты. Позже некоторые наблюдатели сообщили, что размер диска спутника Венеры в три раза меньше, чем сама Венера. А немецкий астроном Шайтен утверждал, что ему удалось увидеть диск спутника вместе с диском Солнца во время прохождения Венеры по диску Солнца 6 июня 1761 года. Однако ряд других наблюдателей не подтвердили наблюдения Шайтена. Но в скорости снова появились публикации наблюдений загадочного спутника. И только к концу 19-го века астрономы стали все больше склоняться к мысли, что никакого спутника у Венеры нет. По-видимому, за спутник Венеры принимали близлежащие звезды, некоторые наблюдения могли бы быть объяснены тесным сближением с планетой Уран. Но вероятнее всего, большинство наблюдений спутника было связано с несовершенством оптики. Лишенные просветляющего покрытия линзы окуляров страдали многочисленными переотражениями, и блики могли быть приняты за небольшой спутник ярчайшей планеты.
   Но вот в скорости Е. Барнард в 1892 году вновь сообщает о том, что ему при наблюдениях Венеры в 36-дюймовый Ликский рефрактор удалось обнаружить светящийся объект в окружении Венеры, который не является известной звездой или другим небесным телом. Так что интрига со спутником Венеры разрешилась окончательно только в эпоху космических исследований. Стало окончательно ясно, что Венера, как и Меркурий, полностью лишены спутников.
   Однако мы забежали слишком наперед. Вернемся в эпоху ранних телескопических наблюдений, когда трудные и кропотливые расчеты показали, что иногда Венеру можно увидеть во время похождения ее перед диском Солнца. Первые предсказания удалось сделать Кеплеру при помощи достаточно точных таблиц движения планет. Он сумел, не зная причин движения планет и не владея приемами высшей математики, эмпирическим путем предсказать в 1627 году прохождение по диску Солнца Меркурия и Венеры в 1631 году. Пьер Гассенди действительно пронаблюдал прохождение Меркурия по диску Солнца, а вот прохождение Венеры пронаблюдать тогда не удалось. Но это все равно стало большой победой Кеплера. Увы, он не дожил до момента торжества своих расчетов и скончался в 1630 году. К сожалению, Кеплер не сумел просчитать прохождение Венеры по диску Солнца 24-ого ноября 1639 года, но это сделал позже священник Дж. Хоррокс. Наблюдать редкое явление ему пришлось в перерывах между воскресной службой, да и погода не очень способствовала. Первую половину дня небо то и дело закрывали плотные облака. Однако после двух часов дня небо очистилось, и Хоррокс увидел в свой телескоп темную точку на диске Солнца. Реальность прохождения подтвердили и некоторые друзья священника.
   В дальнейшем рассчитывать прохождения Венеры научились астрономы довольно точно и на длительный период, благодаря созданному Ньютону математическому аппарату исчисления бесконечно малых величин и теории тяготения. Ученик и друг Ньютона, Эдмонд Галей довольно точно рассчитал моменты прохождения 6-го июня 1761 и 3-го июня 1769. Не смотря на то, что в Европе можно было наблюдать только часть явления, Галей предложил уточнить расстояние от Солнца до Земли и до Венеры, используя явление параллакса. Дело в том, что для разных точек на поверхности Земли начало прохождения будет приходиться на разные моменты времени. Это видно по приведенной иллюстрации. Моменты контакта для точек 1 и 2 требуют разного положения Венеры на орбите. Не смотря на явление капли (о котором мы уже говорили при описании Меркурия) наблюдения прохождений позволили вычислить размеры орбит довольно точно. В том же 1761 году было сделано еще одно открытие, когда Михаил Ломоносов, наблюдая прохождение Венеры по диску Солнца, заметил тоненький радужный ободок, окружавший планету. Он предположил, что наблюдал <знатную> атмосферу планеты.

[tlgleonid]

   Через два десятилетия наблюдениями Венеры занялся Шретер, о котором мы уже вспоминали при описании наблюдений Меркурия. Шретер, наблюдая планету в моменты, близкие к соединению с Солнцем, обнаружил, что рожки серпа почти соединяются. Единственным разумным объяснением оказалось также рассеяние света плотной атмосферой Венеры. Таким образом, Шретер наблюдал сумеречные явления. После этого те или иные явления (почти полное замыкание рожек венерианского серпа, светлый ободок во время прохождения по диску Солнца) наблюдали многие астрономы.
   Эффект Шретера, о котором мы вспоминали при описании истории наблюдений Меркурия долгое время наблюдался Шретером и на Венере. При чем венерианский эффект запаздывания фаз вызывал большее количество споров. Ведь его можно объяснить сумеречными явлениями в атмосфере планеты. Разрешен этот спор был только в эпоху астрофотографии, когда снимки не подтвердили наличие данного эффекта.
   В 1806 году Шретер обратил внимание еще на один интересный эффект - пепельный свет Венеры. Он писал, что неосвещенная часть диска Венеры, когда светлая часть выглядела узким рожком, была как бы посыпана пеплом и выглядела светлее фона темного неба. Что бы лучше видеть это явление, следует постараться в окуляре поставить небольшой экран, с помощью которого будет экранирован яркий свет от освещенной части. Позже выяснилось, что Шретер не был первым, видевшим это явление. Оказывается, на пепельный свет Венеры обратил внимание Джованни Риччоли еще в 1715 году. А 8 марта 1726 года что-то похожее на пепельный свет видел и Гершель.
    Однако в дальнейшем многие крупные наблюдатели начали относиться к возможности видимости пепельного света скептически, поскольку в крупные инструменты они такого явления не наблюдали. А вот те, кто использовали инструменты с диаметром объектива от 75 до 300мм, пепельный свет наблюдали. Не удается зарегистрировать пепельный свет и при помощи фотографии.
   Еще больше споров вызывал цвет неосвещенной части поверхности планеты. Одни видели его серым, другие отмечали наличие кирпичного или коричневого оттенков, были даже упоминания о темно-фиолетовом или оливковом цвете.
   Но самое сложное - это объяснить происхождение слабого свечения темной части планетного диска. Например, Араго предположил, что это результат освещенности яркой Землей. Были предположения, что это свечение является результатом наложения вспышек множества молний или раскаленной лавы вулканов. Высказывались даже фантастические гипотезы, что это светится множество освещенных поселков жителей Венеры.
   Любопытно, что некоторые наблюдатели видят неосвещенную часть диска Венеры, как более темную, чем фон ночного неба. Так что проблема с видимостью темной частью диска еще до конца не раскрыта.
   Но больше всего астрономов прошлого волновали не слабое свечение атмосферы или неуловимый пепельный свет, а то, что находится на поверхности планеты. Однако они были какими-то призрачными, малоконтрастными и трудноуловимыми. Сохранились отдельные рисунки Кассини и Гершеля, на которых видны небольшие темноватые пятна.

Рисунки:
1. Рисунки Кассини (1666-1667 годы)   
2. Зарисовка Венеры Гершелем в 1780 году

[tlgleonid]

   Довольно быстро стало понятно, что все эти мутные пятна непостоянны и не являются устойчивыми деталями диска. Как мы теперь знаем, планета укутана многокилометровым по толщине одеялом облаков, которые делают невозможным наблюдения, каких бы то ни было, объектов на поверхности.
   Шли годы, телескопы становились все совершеннее, а наблюдатели все опытнее. И вот в 1896 году Персиваль Лоуэлл сообщил о наблюдении на диске Венеры тонких и длинных линий, пересекающихся под разными углами. Однако другой видный наблюдатель, Антониади не согласился с Лоуэллом и заявил, что он никогда не видел таких полос на венерианском диске. Не смотря на это, сообщения о наблюдении тонких спиц появлялись регулярно, причем даже в средине 20-го века еще шли споры - являются ли эти узкие образования реальными или это оптический обман. Справедливости ради нужно отметить, что на некоторых фотографиях, сделанных на крупных инструментах в фиолетовом свете были видны неясные полосы.
   Поскольку мы вспомнили о фильтрах, то следует сказать, что Венера активно наблюдалась с применением различных абсорбционных фильтров. С появлением фотографии фильтры начали активно применять и для фотосъемки планет. На снимках в видимом диапазоне и в инфракрасном диапазоне на Венере небыло видно совершенно никаких деталей. А вот в фиолетовом свете проявлялись какие-то неясные и смутные образования. По смещению этих образований еще в докосмическую эпоху был рассчитан период вращения облачного покрова вокруг оси планеты и определен в четверо суток. К тому же это было вращение, противоположное вращению Земли вокруг оси.
   В 1932 году Дунхам и Адамс начали изучать спектр Венеры в ультрафиолетовой области, в надежде обнаружить линии водяного пара с длинной волны около 8000 ангстрем. Водяной пар им найти не удалось, но зато линии поглощения в 7820, 7883 и 8689 ангстрем указывали на высокое содержание в атмосфере планеты углекислого газа. Позже было обнаружено небольшое количество водяного пара и угарного газа.
   Радионаблюдения в декаметровом диапазоне показали, что температура видимой поверхности облаков составляет 300 °C, а значит реальная температура поверхности еще выше.
   В августе 1962 года начались исследования Венеры межпланетными космическими станциями. Mariner2 измеряла температуру облаков дневной и ночной стороны и не обнаружила существенной разницы. Советские аппараты серии <Венера> шаг за шагом установили и состав венерианской атмосферы, и ее давление, также передали снимки поверхности в 1983 году. До этого, космическим станциям не удавалось сохранить работоспособность из-за агрессивной горячей атмосферы и высокого давления.
   Сейчас известно, что радиус почти круговой орбиты Венеры составляет 0,723 а.е. или 108,2 млн. км, делая один полный оборот вокруг Солнца за 224,7 земных суток. Период вращения вокруг своей оси - 243,02 земных суток. Однако Венера вращается в сторону, противоположную своему движению по орбите, что не характерно для планет солнечной системы. В результате сутки на Венере длятся 116,8 земных суток, что составляет половину венерианского года.
Венера самая близкая к Земле планета - расстояние до нее меняется от 40 до 259 миллионов километров. По своим физическим параметрам она близка к параметрам Земли. Масса Венеры составляет 0,815 земной массы, а средняя плотность оказалась равной 5,24 г/см3. Радиус Венеры по данным радиолокации оказался 0,949 от радиуса Земли, то есть 6052 км.
Однако атмосфера Венеры сильно отличается от земной. Давление у поверхности оказалось равным 90 атмосфер, а на дне некоторых каньонов даже в 119 раз больше, чем на поверхности Земли. На  96% она состоит из углекислого газа, чуть меньше 4% занимает азот, кислорода меньше 1%, а водяного пара меньше 0.1%. На долю других газов приходится еще меньшие доли. Неожиданностью оказался тот факт, что слой атмосферы на высоте от 50 до 70 километров содержит в себе туман из капель концентрированной серной кислоты. Еще выше находится водородная атмосфера Венеры, которая простирается практически на венерианский радиус. Поверхность планеты скрыта плотным одеялом облаков, которые отражают 77% падающего на них света (для Земли эта величина составляет всего 33%). Не смотря на высокую отражающую способность и плотное облачное одеяло, на поверхности Венеры по данным <Венеры-8> освещенность примерно такая же, как и на земле в пасмурный день.
Космические зонды подтвердили высокую скорость вращения атмосферы планеты. Это значит, что в верхних слоях атмосферы постоянно дует ураганный ветер, а его скорость превышает 100 м/с.
Поверхность Венеры усеяна многочисленными вулканами, количество которых превышает полторы тысячи. А над всей поверхностью планеты бушуют сильные грозы. Сама поверхность по данным аппаратов <Венера-13> и <Венера-14> состоит на 50 % из кремнезема, 16 % - алюминиевых квасцов и на 11 % из окиси магния. Благодаря радионаблюдениям хорошо изучен рельеф планеты. На планете встречаются как горные участки с перепадами высот на 2-3 км, так и относительно равнинные территории.
Венеру легко распознать, так как по блеску она намного превосходят самые яркие из звезд. Отличительным признаком планеты является её ровный белый цвет. Венера так же, как и Меркурий, не отходит на небе на большое расстояние от Солнца. В моменты элонгаций Венера может удалиться от нашей звезды максимум на 48°. Как и у Меркурия, у Венеры есть периоды утренней и вечерней видимости. Периоды видимости самой яркой планеты циклически повторяются. После прохождения точки, когда Венера находится на минимальном от Земли расстоянии в нижнем соединении с Солнцем в скорости (обычно через несколько недель) наступает период утренней видимости. Венера очень быстро удаляется на небе от Солнца и через полтора месяца оказывается в наибольшей западной элонгации. После этого планета все больше удаляется от Земли, уменьшаются ее видимые угловые размеры, а угловое расстояние между Венерой и Солнцем медленно уменьшается. Этот период длится до шести месяцев. Затем, Венера исчезает в лучах Солнца на несколько месяцев, что бы появится на вечернем небе. Сначала Венера медленно удаляется от Солнца и через шесть месяцев достигает наибольшей восточной элонгации. После нее она быстро увеличивается в размерах и стремительно приближается к Солнцу.

[tlgleonid]

восточная элонгация   Нижнее соединение   Западная элонгация   Верхнее соединение
2009, 14 Января       2009, 27 Марта        2009, 5  Июня         2010, 11 Января   
2010, 20 Августа      2010, 29 Октября      2011, 8  Января       2011, 16 Августа   
2012, 27 Марта        2012, 6  Июня         2012, 15 Августа      2013, 28 Марта     
2013, 1  Ноября       2014, 11 Января       2014, 22 Марта        2014, 25 Октября   
2015, 6  Июня         2015, 15 Августа      2015, 26 Октября      2016, 6  Июня     
2017, 12 Января       2017, 25 Марта        2017, 3  Июня         2018, 9  Января   

Любопытно, что за восемь лет Венера успевает пройти пять раз этот цикл и все периоды повторяются с опережением на два дня.
   В 2009 году во время нижнего соединения с Солнцем Венера оказалась в точке орбиты, которая находится заметно севернее эклиптики. Благодаря этому периоды вечерней и утренней видимости пересеклись и в течение недели можно было наблюдать Венеру как утром, так и вечером. В следующий раз такой эффект можно будет наблюдать через восемь лет в 2017 году, а потом - в 2025:
   Поскольку Венера отходит от Солнца на существенно больший угол, и к тому же она намного крупнее и ближе к нам, она представляет собой яркое и красивое украшение вечерней или утренней зари. В моменты наибольшей яркости она может давать в условиях слабой освещенности даже тени земных предметов. А венерианская дорожка на море или озере - вообще незабываемое зрелище. Но так хорошо видна Венера не всегда, а в периоды, близкие к элонгациям.
Самая яркая Венера в моменты, когда она выглядит в виде полумесяца с размером диска около 40 угловых секунд. Такие периоды наступают спустя приблизительно 40 дней после наибольшей восточной элонгации и приблизительно за 40 дней перед наибольшей западной элонгацией. В моменты нижних соединений диск планеты становится еще крупнее и достигает 63-64 угловых секунд в поперечнике, но в такие моменты планету наблюдать практически нереально. Даже за несколько недель до и после нижнего соединения она находится недалеко от Солнца и ее увидеть можно только низко над горизонтом на фоне зари. В такие моменты в небольшой телескоп можно только увидеть сильно искаженную турбуленцией фазу планеты. По этому, если у Вас возникло желание проводить наблюдения Венеры, желательно с помощью астрономического календаря или какой-либо программы узнать периоды утренней и вечерней видимости, а также текущие условия видимости, фазу, угловые размеры диска, блеск планеты и ее положение на небе.
   Главная проблема при наблюдении Венеры в небольшие инструменты - это ее очень высокая и слепящая яркость. По этому, желательно, использовать нейтральный лунный светофильтр, хотя можно воспользоваться синим или фиолетовым фильтрами. Фазы Венеры менее 0.5 уже хорошо видно в бинокль 10х50, а фазу 0.9 я в свое время смог рассмотреть в телескоп Алькор (объектив 65мм) при увеличении 88х, хотя размер диска был лишь ненамного больше 10 угловых секунд. 
При наличии фильтров и увеличении от 200х можно попытаться в инструменты, с объективом от 150мм обнаружить слабоконтрастные детали в облачном покрове Венеры и самому убедится в их быстром (за 4 дня) периоде вращения. Естественно, что оптика должна быть чистой, а окуляры не должны бликовать. По этой причине лучше использовать короткофокусные окуляры-ортоскопики, чем применять линзу Барлоу. В прочем, мне встречались сообщения о том, что неясные пятна в атмосфере Венеры наблюдались и в меньшие инструменты, вплоть до 65мм в диаметре, однако мне это не удавалось. По видимому, есть люди, чувствительные к ультрафиолетовому свету и они способны видеть то, что дает фотография Венеры в ультрафиолетовых лучах.
По своему внешнему виду такие темные пятна можно разделить на четыре подкатегории:
1.   Ленточные. Темноватые параллельные полосы приблизительно перпендикулярные краю рогов
2.   Радиальные. Полосы, радиально выходящие из подсолнечной точки, подобно спицам колеса
3.   Неправильные. Округлые или вытянутые темноватые полосы, не имеющие четкой ориентации.
4.   Аморфные. Неясные пятна, не имеющие никакой характерной формы и которые не могут быть отнесены к трем предыдущим подкатегориям.
При наблюдении таких пятен и полос нужно быть очень осторожным, поскольку мы можем убедить себя в том, что мы их видим, хотя в действительности они отсутствуют. В большинстве своем диск Венеры кажется равномерно освещенным, а какие-либо полосы или пятна видны лишь в близи терминатора.



   Лучшие результаты наблюдения деталей облачного фона могут обеспечить дневные наблюдения планеты. Днем планета находится высоко над горизонтом и атмосферная рефракция и турбуленция не будут мешать. Найти планету на дневном небе в телескоп не так сложно, как Меркурий. В принципе, достаточно просто зная угловое удаление Венеры от Солнца установить телескоп примерно в нужную точку неба и внимательно осмотреть видимое поле зрения в окуляр с небольшим увеличением. Возможно, придется немного поводить трубой в окрестностях данной точки, что бы поймать белый диск. Естественно, нужно проявлять особую осторожность, что бы случайно не навестись на Солнце, ибо в этом случае можно навсегда потерять зрение. Однако проще и быстрее навестись днем на Венеру с помощью правильно установленного телескопа на экваториальной монтировке. Есть еще один полезный прием. Нужно ночью в месте, в котором предполагается вести дневные наблюдения Венеры выбрать какую-либо звезду, которая будет иметь практически тот же азимут и высоту, что и Венера в определенный момент днем. После этого можно запомнить положение звезды по отношению к окружающему ландшафту. Если это возможно, можете навести свой телескоп на эту звезду и затем не трогать его до нужного момента. А днем, когда подойдет нужный момент времени, просто посмотреть в окуляр. Еще один способ - это навестись на Венеру, когда она еще видна в периоды утренней видимости и затем следить за ней, пока она не поднимется на желаемую высоту.
   Наблюдению Венеры днем может здорово помочь желтый фильтр на окуляре. Такой фильтр успешно подавляет яркую синеву дневного неба и повышает контраст планеты по отношению к небу. А вот об эффективности применения фильтров для выявления деталей в облачном слое планеты  единого мнения нет. Если фильтры действительно могут помочь, то это будет, по-видимому, синий или фиолетовый фильтр.
   Лучший способ выявить такие детали на Венере - это воспользоваться съемкой на ПЗС-камеру с использованием ультрафиолетового фильтра. Применение такого фильтра практически всегда позволяет выделить те или иные образования. Иногда обнаружить их получается и с синим фильтром, но в этом случае они очень малоконтрастные. Естественно, что перед съемкой необходимо убедится в том, что ПЗС-камера чувствительна к ультрафиолетовому излучению. Выявляемые с помощью астрофотографии детали могут наблюдаться на протяжении многих суток, а появляются и исчезают они крайне медленно.
   Если Вы не располагаете хорошей ПЗС-матрицей, можно попробовать делать зарисовки планеты. Для этого, перед наблюдениями неплохо было бы заготовить нарисованный на картоне шаблон диска планеты диаметром 3-5 сантиметров. При этом нужно заранее четко очертить текущую фазу планеты и отметить положения северного и южного полюсов. Во время наблюдений карандашом нужно тщательно зарисовывать все замечаемые малоконртрастные образования. Естественно, что на рисунке их контраст будет преувеличен, по этому можно сделать дополнительные пометки. В случае если Вы неуверенны в наличие детали, лучше такую деталь отметить знаком вопроса. После того, как зарисовка сделана в ней нельзя вносить изменения по памяти.
   Независимо от того, как Вы будете проводить наблюдения Венеры, Вы можете проследить за ростом или убывание фазы и попытаться проверить наличие эффекта Шретера. Для наблюдения этого эффекта лучше всего выбрать момент, близкий к половинной фазе и попытаться поймать тот момент, когда будет освещена половина диска. Для убедительности лучше всего не заглядывать в астрономический календарь, а лишь после установления момента дихотомии проверить себя. Дополнительно можно попытаться определять эти моменты отдельно для красного и синего фильтров. Естественно, что для этого необходимо наблюдать планету, по возможности, ежедневно.
   Когда у Венеры освещена лишь небольшая часть диска (мы видим серп) интересно также увидеть эффект удлинения рогов и оценить степень удлинения в различные фильтры. Интересно также проследить за наличием небольших выступов и впадин на линии терминатора. Что бы увидеть такие выступы, достаточно иметь телескоп, с объективом в 100мм. В случае наличия таких выступов интересно было бы проследить за ними в течение длительного времени и затем сравнить с деталями на самой планете. Для этого нужно знать, какие именно детали на планете находятся в месте этих выступов. Вполне возможно, что наличие гор или впадин дает свое отражение на вид облаков над ними.
   В периоды малой фазы можно также попытаться увидеть пепельный свет Венеры. Любопытно, что большинство сообщений о нем относятся к вечерней видимости планеты. В прочем, это может быть вызвано тем, что вечером планету наблюдают намного чаще. Что бы иметь хоть какие-то шансы увидеть слабое сияние неосвещенной части, необходимо вывести яркий серп за край окуляра или установить в области диафрагмы окуляра какую-то пластинку, которая будет экранировать яркий свет освещенной части диска. Поскольку растяжки телескопа Ньютона будут давать определенное рассеяние света, лучше для таких наблюдений использовать рефрактор. Если пепельный свет оказался замечен, обратите внимание на его интенсивность и оттенок.
   Прохождения Венеры по диску Солнца - чрезвычайно редкие явления. Последнее такое прохождение человечество наблюдало седьмого июня 2004. Пятого июня 2012 можно будет наблюдать еще одно прохождение, после чего последует большой перерыв. Вновь увидеть Венеру на фоне солнечного диска можно будет 10 декабря 2117 и 8 декабря 2125.   По своей сути они очень похожи на аналогичное явление для Меркурия. Однако в случае с Венерой есть дополнительная особенность, связанная с наличием у Венеры атмосферы. Во время прохождения 2004 года многие, начитавшись популярной литературы, ожидали увидеть тонкий ободок света вокруг Венеры, когда она находит или сходит с диска Солнца. На самом деле эффект Ломоносова заключался в том, что в момент, приближенный к третьему контакту на диске Солнца в точке, к которой приближался диск Венеры наблюдалось небольшое вздутие, которое к моменту третьего контакта полностью пропадало.

[Sergiusz]

Однако, даже в раннюю эпоху античности у человечества еще небыло уверенности в том, что утренняя и вечерняя планета - это одно и то же небесное тело. А вот древние римляне уже поняли, что яркая планета на фоне утренней зари и зари вечерней - это одна и та же планета, и дали ей имя древнеримской богини любви - Венеры.

А разве не Пифагор первым догадался о том, что утренняя и вечерняя звезда - это одно и то же светило?

[Sergiusz]

Советские аппараты серии <Венера> шаг за шагом установили и состав венерианской атмосферы, и ее давление, также передали снимки поверхности в 1983 году. До этого, космическим станциям не удавалось сохранить работоспособность из-за агрессивной горячей атмосферы и высокого давления.

Так вроде первые (черно-белые) снимки поверхности передали Венера-9 и Венера-10 в 1975 году, а в 1983 были переданы первые цветные снимки