Пређи на садржај

Венера — разлика између измена

Уреди везе
С Википедије, слободне енциклопедије
Интерактиван преглед историје
← Старија изменаНовија измена →
Садржај обрисан Садржај додат
ВизуелноВикитекст
Ред 93: Ред 93:
=== Основне одлике рељефа Венере ===
=== Основне одлике рељефа Венере ===
{{рут}}
{{рут}}
[[Датотека:Aphrodite terra topo.jpg|мини|д|250п|Топографска пројекција регије [[Афродита тера]]]]
[[Датотека:Ishtar terra topo.jpg|мини|250п|д|Топографска пројекција регије [[Иштар тера]]]]

Површина Венере у рељефном смислу је била предмет бројних спекулација све до краја [[20. век|прошлог века]], односно све до детаљнијег мапирања које је урадила сонда [[Магелан (спејс-шатл)|Магелан]] [[1990]]—[[1991]]. године. [[Вулкан]]ска активност је доста изражена, а постојање [[сумпор]]них испарења у атмосфери може да буде доказ тренутних ерупција.<ref>{{cite journal|first=Larry W.| last=Esposito| date=9 March 1984|title=Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism|journal=Science|volume=223|issue=4640|pages=1072–1074
|doi=10.1126/science.223.4640.1072| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/223/4640/1072
|accessdate=2009-04-29|pmid=17830154|bibcode = 1984Sci...223.1072E }}</ref><ref>{{cite journal
|author=Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H.|title=The Recent Evolution of Climate on Venus
|journal=Icarus|volume=150|issue=1|date=March 2001| pages=19–37| doi=10.1006/icar.2000.6570| bibcode=2001Icar..150...19B}}</ref>

Око 80% површине је прекривено доста заравњеним вулканским површима које су у једном мањем делу готово углачане и са којих се издишу стрми вулкански гребени.<ref>{{cite journal|author=Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III|title=Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas|year=1995|journal=Earth, Moon, and Planets|volume=66|issue=3|pages=285–336|bibcode=1995EM&P...66..285B | doi = 10.1007/BF00579467}}</ref> Преосталих 20% заузимају две велике висоравни које су означене као „континети“ (''-{Terra}-''). Северни континент или ''[[Иштар тера]]'' налази се на северној хемисфери, величине је [[аустралија|Аустралије]], а име је добио по [[вавилонија|вавилонској]] богињи лепоте [[Иштар]]. На овој висоравни налази се и планина [[максвелова планина|Максвел]], највиши врх Венере који лежи на 11 км изнад просечне површинске висине. Јужни континент носи назив ''[[Афродита тера]]'', знатно је већих димензија (његове димензије одговарају површини [[Јужна Америка|Јужне Америке]]) и испресецан је бројним раседима и пукотинама.<ref name="Kaufmann">{{cite book|last=Kaufmann|first=W. J.|year=1994|title=Universe|publisher=W. H. Freeman
|location=New York|page=204|isbn=0-7167-2379-4}}</ref>

The absence of evidence of [[lava]] flow accompanying any of the visible [[caldera]] remains an enigma. The planet has few [[impact crater]]s, demonstrating the surface is relatively young, approximately 300–600 million years old.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Strom1994" /> In addition to the impact craters, mountains, and valleys commonly found on rocky planets, Venus has some unique surface features. Among these are flat-topped volcanic features called "[[Farra (Venus)|farra]]", which look somewhat like pancakes and range in size from 20 to 50&nbsp;km across, and from 100 to 1,000&nbsp;m high; radial, star-like fracture systems called "novae"; features with both radial and concentric fractures resembling spider webs, known as "[[arachnoid (astrogeology)|arachnoids]]"; and "coronae", circular rings of fractures sometimes surrounded by a depression. These features are volcanic in origin.<ref name="Frankel">{{cite book
|first=Charles|last=Frankel| year=1996
|title=Volcanoes of the Solar System
|publisher=Cambridge University Press
|isbn=0-521-47770-0}}</ref>

Most Venusian surface features are named after historical and mythological women.<ref>{{cite conference
|author=Batson, R.M.; Russell J. F.|title=Naming the Newly Found Landforms on Venus
|booktitle=Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII|date= 18–22 March 1991
|location=Houston, Texas|page=65|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1033.pdf|format=PDF|accessdate=2009-07-12}}</ref> Exceptions are Maxwell Montes, named after [[James Clerk Maxwell]], and highland regions [[Alpha Regio]], [[Beta Regio]] and [[Ovda Regio]]. The former three features were named before the current system was adopted by the [[International Astronomical Union]], the body that oversees [[planetary nomenclature]].<ref name="jpl-magellan">{{cite book
|editor=Young, C.
|url=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html
|date=August 1990
|title=The Magellan Venus Explorer's Guide
|edition=JPL Publication 90-24
|publisher=Jet Propulsion Laboratory
|location=California}}</ref>

The longitudes of physical features on Venus are expressed relative to its [[prime meridian]]. The original prime meridian passed through the radar-bright spot at the center of the oval feature Eve, located south of Alpha Regio.<ref name="Davies_1994">
{{cite journal
| doi = 10.1007/BF00693410
| last1 = Davies
| first1 = M. E.
| last2 = Abalakin
| first2 = V. K.
| last3 = Bursa
| first3 = M.
| last4 = Lieske
| first4 = J. H.
| last5 = Morando
| first5 = B.
| last6 = Morrison
| first6 = D.
| last7 = Seidelmann
| first7 = P. K.
| last8 = Sinclair
| first8 = A. T.
| last9 =Yallop
| first9 = B.
| year = 1994
| title = Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites
| journal = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy
| volume = 63
| issue = 2
| page = 127
| bibcode = 1996CeMDA..63..127D
}}
</ref> After the Venera missions were completed, the prime meridian was redefined to pass through the central peak in the crater Ariadne.<ref>{{cite web|url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/WGCCRE/constants/iau2000_table1.html|title=USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)|accessdate=22 October 2009}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide8.html|title=The Magellan Venus Explorer's Guide|accessdate=22 October 2009}}</ref>


== Атмосфера ==
== Атмосфера ==

Верзија на датум 18. април 2014. у 23:55

За друге употребе погледајте страницу Венера (вишезначна одредница).
Венера The Venusian symbol, a circle with a small equal-armed cross beneath it
Поглед на Венеру из свемира (снимак агенције НАСА)
Поглед на Венеру из свемира (снимак агенције НАСА)
Орбиталне карактеристике
Афел 108,939[1] × 106 km
Перихел 107,477 × 106 km
Велика полуоса 108,208 × 106 km
Екцентрицитет 0,0067
Сидерички период 224,701 дана
Синодички период 583,92 дана
Средња орбитална брзина 35,02 km/s
Средња аномалија 50,115°
Инклинација 3,394° ка еклиптици
3,86° ка сунчевом екватору
Лонгитуда узлазног чвора 76,678°
Аргумент перицентра 55,186°
Сидерички период ротације -5.832,444 сати
Природни сателит нема
Физичке карактеристике
Средњи полупречник 6.051,8 ± 1 km
Елиптицитет ~0
Маса 4,8676 × 1024 kg
Запремина 92,8 × 1010 km3
Густина 5,243 g/cm3
Површинска гравитација 8,87 m/s2
Друга космичка брзина 10,36 km/s
Нагиб осе 177,36°
Албедо 0,90 (Бонд)
0,67 (геом.)
Привидна магнитуда од -4,9 до -3,8
Tемпература црног тела 184,2 K
Момент инерције 0,33
Ректасцензија Северног пола 272,76° (18:11:02 сата)
Деклинација Северног пола 67,16
Атмосфера
Атмосферски притисак 92 бара (9,2 MPa)
Састав ваздуха ≈ 96,5% угљен-диоксид
≈ 3,5% азот
0,015% сумпор-диоксид
0,007% аргон
0,002% водена пара
0,0017% угљен-моноксид
0,0012% хелијум
0,0007% неон

Венера је једна од 8 планета Сунчевог система,[а] и друга је планета по удаљености од Сунца, са просечном удаљеношћу од око 0,72 АЈ (или 108.200.000 км). Око Сунца се креће готово кружном орбитом, а једну ротацију обави за 224,7 земаљских дана. Нема природних сателита у својој орбити. Друго је по сјају небеско тело на ноћном небу гледано са земље, одмах после Месеца, са вредностима привидне магнитуде од -4,9 до -3,8.

Име је добила по староримској богињи љубави и лепоте Венери (грчки еквивалент је Афродита) и једина је планета која је добила име по неком женском митолошком божанству. Гледано са Земље најуочљивија је у сумрак и у рану зору, те се често у народу назива и Звездом Даницом и Звездом Вечерњачом.

Венера спада у групу терестричких планета, а због сличности са Земљом у погледу димензија (најближи је планет по удаљености од Земље и има приближно сличну величину), гравитације и сложене унутрашње структуре често је означавају „земљином сестром“. Венерина атмосфера је веома густа са структурним уделом угљен-диоксида у њеној грађи од чак 96%. Атмосферски притисак на површини је и до 92 виши него на Земљи и износи 92 бара. Због веома густе атмосфере која на планети ствара ефекат стаклене баште, површинске температуре су веома високе и износе око 735°К у просеку, што Венеру чини најтоплијим планетом Сунчевог система. Планета је обавијена густим и изразито рефлектујућим облацима сачињеним од сумпорне киселине.

Постоје могућности да су у прошлости на површини Венере постојали океани који су вероватно испарили услед повећања температура узрокованих ефектом стаклене баште. Слободни атоми водоника су потом највероватније „отплутали у слободни свемир“ због слабог инетнзитета магнетног поља планете, а под дејством соларних ветрова.

Површина Венере је веома сува и подсећа на изразито сува пустињска подручја на Земљи са којих се местимично издижу вулканске купе и стеновите плоче. Вулканска активност на Венери је веома висока и вероватно је она главни узрочник гомилања огромних количина угљен-диоксида у атмосфери.

Физичке карактеристике

Упоредни приказ 4 терестричке планете Сунчевог система (с лева на десно: Меркур, Венера, Земља са Месецом, Марс и Церера[б])

Венера је једна од 4 терестричке планете у Сунчевом систему, а по удаљености од Сунца налази се на другом месту, одмах иза Меркура. Својим димензијама и масом је доста слична Земљи због чега је често називају и Земљином „сестром близнакињом“.[2] Пречник Венере је 12.092 км, што је за свега 650 км мање него у поређењу са Земљом, односно њена укупна маса има вредност од 81,5% масе Земље.[3] Међутим, физички услови на површини ове планете се екстремно разликују у односу на оне на Земљи, превасходно због постојања веома густе атмосфере око Венере у којој доминира угљен-диоксид. Угљен-диоксид чини чак 96,5% укупне запремине атмосфере, док је други по заступљености елемент азот.[4]

Унутрашња структура

Унутрашња структура планете Венере

Најважнији извори података о унутрашњој структури и геохемији Венере долазе на основу проучавања њених сеизмичких активности на површини и момента инерције.[5] Претпоставља се да због својих сличности са Земљом када је реч о димензијама и густини, има и сличну унутрашњу структуру, односно да су три основна унутрашња слоја језгро, мантл (омотач језгра) и кора. Претпоставке су да је језгро Венере једним делом у чврстом, а једним делом у полутечном стању (слично као и код Земље с обзиром да обе планете деле готово идентичан степен хлађења).[6] Језгро је састављено од тешких метала, углавном гвожђа и има пречник од око 3.000 км. Како је Венера нешто мањих димензија у односу на Земљу, претпоставке су и да су притисци у дубокој унутрашњости планете нешто нижи. Око језгра је растопљени стеновити мантл који чини највећи део запремине планете. Према новијим подацима добијеним са сонде Магелан, Венерина кора је дебља и чвршћа него што се раније претпостављало. Сматра се да Венера нема тектонске плоче попут Земље, што се објашњава непостојањем текуће воде на површини која би олакшала субдукцију. Самим тим и избијање лаве на површину планете је последица напрезања у омотачу која се јављају у правилним временским интервалима (и то је уједно једини начин којим се губи унутрашња топлота планете).[7] Све то знатно лимитира процес губитка унутрашње топлоте и самим тим хлађења планете, односно објашњава недостатак интерно-генерисаног магнетног поља.[8]

Површинска геологија

Маат Монс је највећи вулкан на Венери.
Ударни кратери на површини Венере — геолошки најстарије морфоскулптуре на планети.

Највећи део површине Венере формиран је услед интензивне вулканске активности. На површини ове планете до сада је регистровано 167 вулкана (вероватно активних) пречника изнад 100 км, док се, поређења ради на Земљи налази само један такав вулкански комплекс на острву Хаваји.[9] Међутим овако велика диспропорција у димензијама вулкана никако не значи и да је Венера вулкански знатно активнија од Земље, већ да је њена кора знатно старија од Земљине литосфере. Океанска кора на Земљи је подложна константном „обнављању“ услед субдукције тектонских плоча.[10] Тако је површински слој Венерине коре процењене старости на око 300 до 600 милиона година, док је Земљина кора у просеку стара око 100 милиона година.[7][9]

Постојање снажне вулканске активности на овој планети доказано је неколико пута. Совјетске научно-истраживачке сонде Венера-11 и Венера-12 (део великог научног пројекта Програм Венера) су 1978, непосредно након спуштања на површину планете регистровале константне и веома јаке муње и ударе громова. Сонда Венера експрес је такође утврдила постојање јаких муња у вишим слојевима атмосфере.[11] Како на површини Венере не постоје кишне падавине[в] које би за собом повукле стварање муња, логично објашњење је да је главни генератор муња на Венери вулкански пепео у вишим слојевима атмосфере. Као доказ за ове тврдње може да послужи и нестабилна концентрација сумпор-диоксида у атмосфери, а која је у периоду 1978—1986. опала за више од 10 индексних поена, што значи да су њихове веће концентрације у прошлости биле последица вулканских ерупција.[12]

Широм целе површине планете расуто је око хиљаду ударних метеорских кратера, од којих је њих око 85% у нетакнутом облику. За разлику од Венере, кратери на Месецу и Земљи су знанто еродирани, што због удара других метеора (у случају Месеца), што због деловања еолске и плувијалне ерозије (на Земљи). Како на Венери не постоје услови слични онима на Земљи, једино вулканска активност може да изврши деградације над знатно старијим ударним кратерима.[7][13][14] Непостојање текстонских плоча на Венери онемогућава ослобађање вишка топлоте из мантла, температуре у мантлу расту све док не достигну критичну вредност која знатно ослаби површински слој коре. Тада, у периоду који траје око 100 милиона година долази до потпуног „подвлачења“ површинског дела коре испод горњих слојева мантла, чиме се у целости измени површинска слика планете. Такви циклични процеси понављају се сваких 300 до 600 милиона година.[9]

Током марта 2014. у близини штитастог вулкана Маат Монс, у рифтној зони Ганики, уочена су инфрацрвена „светлуцања“ чије температуре су за 40° до 320°С биле више у односу на околна подручја, што имплицира постојање или извора врелих гасова или вулканских ерупција. [15]

Ударни кратери на површини Венере имају димензије између 3—280 км. Како је атмосфера Венере веома густа, објекти који улазе у њу толико успоравају у највећем броју случајева да се на површину планете спусте без икаквог удара (уколико имају мање вредности кинетичке енергије од одређених), док свемирски пројектили димензија мањих од 50 метара у пречнику готово у целости изгоре у атмосфери Венере.[16][17]

Основне одлике рељефа Венере

Топографска пројекција регије Афродита тера
Топографска пројекција регије Иштар тера

Површина Венере у рељефном смислу је била предмет бројних спекулација све до краја прошлог века, односно све до детаљнијег мапирања које је урадила сонда Магелан 1990—1991. године. Вулканска активност је доста изражена, а постојање сумпорних испарења у атмосфери може да буде доказ тренутних ерупција.[18][19]

Око 80% површине је прекривено доста заравњеним вулканским површима које су у једном мањем делу готово углачане и са којих се издишу стрми вулкански гребени.[20] Преосталих 20% заузимају две велике висоравни које су означене као „континети“ (Terra). Северни континент или Иштар тера налази се на северној хемисфери, величине је Аустралије, а име је добио по вавилонској богињи лепоте Иштар. На овој висоравни налази се и планина Максвел, највиши врх Венере који лежи на 11 км изнад просечне површинске висине. Јужни континент носи назив Афродита тера, знатно је већих димензија (његове димензије одговарају површини Јужне Америке) и испресецан је бројним раседима и пукотинама.[21]

The absence of evidence of lava flow accompanying any of the visible caldera remains an enigma. The planet has few impact craters, demonstrating the surface is relatively young, approximately 300–600 million years old.[7][13] In addition to the impact craters, mountains, and valleys commonly found on rocky planets, Venus has some unique surface features. Among these are flat-topped volcanic features called "farra", which look somewhat like pancakes and range in size from 20 to 50 km across, and from 100 to 1,000 m high; radial, star-like fracture systems called "novae"; features with both radial and concentric fractures resembling spider webs, known as "arachnoids"; and "coronae", circular rings of fractures sometimes surrounded by a depression. These features are volcanic in origin.[9]

Most Venusian surface features are named after historical and mythological women.[22] Exceptions are Maxwell Montes, named after James Clerk Maxwell, and highland regions Alpha Regio, Beta Regio and Ovda Regio. The former three features were named before the current system was adopted by the International Astronomical Union, the body that oversees planetary nomenclature.[23]

The longitudes of physical features on Venus are expressed relative to its prime meridian. The original prime meridian passed through the radar-bright spot at the center of the oval feature Eve, located south of Alpha Regio.[24] After the Venera missions were completed, the prime meridian was redefined to pass through the central peak in the crater Ariadne.[25][26]

Атмосфера

Атмосфера Венере састоји се највећим делом од угљен-диоксида (96%) и азота (3%). Осталих 1% чине сумпор-диоксид, водена пара, угљен-моноксид, аргон, хелијум, неон, угљеников сулфид, хлороводоник и флуороводоник. Атмосферски притисак на површини Венере износи 9321,9 кРа, што је 90 пута више од притиска на површини Земље. Велика количина угљен-диоксида ствара ефекат стаклене баште, због чега температура на површини достиже и 500°C, што је 400°C више од очекиваног. Средња вредност температуре на површини износи 464°C. Тако је површина Венере топлија од површине Меркура, иако је у поређењу с њим удаљенија од Сунца отприлике двоструко и прима четири пута мање светлости. Иако је ротација Венере изузетно спора, захваљујући топлотним струјањима у густој атмосфери нису велике температурне разлике између дневне и ноћне стране. Ветрови у вишим слојевима атмосфере врло брзо обиђу планету и помажу расподели топлоте. Брзина ових ветрова прелази 350 km/h изнад слоја облака, док су ветрови уз површину знатно спорији.

Површина Венере није видљива споља због слоја облака који је потпуно окружују. Састоје се од капљица сумпор-диоксида и сулфатне киселине.

Магнетосфера

Венера нема магнетско поље, вероватно због споре ротације, недовољне да би растопљено гвожђе у језгру планете произвело одговарајући учинак. Будући да нема магнетског поља, Сунчев ветар делује директно на горње слојеве Венерине атмосфере. Сматра се да је Венера имала велике количине воде, попут Земље, али се водена пара под утицајем Сунчевог ветра распала на водоник и кисеоник. Док се кисеоник везао с другим атомима у једињења, водоник је, због мале молекуларне масе, лако напустио атмосферу. Пронађени део водониковог изотопа деутеријума подупире ову теорију (има већу масу и теже напушта атмосферу).

Орбита

Путања Венере је готово кружна.

Својства орбите
Велика полуоса у
астрономским јединицама 		0.723 АЈ
Велика полуоса у
километрима 		108 208 930 km
Ексцентрицитет 0.00677323
Орбитални период 224.695 дана
Синодички период 583.92 дана
Средња орбитална брзина 35.0214 km/h
Нагиб у односу
на еклиптику 		3.39471°

Ротација

Венера споро ретроградно ротира, то јест окреће се у смеру од истока према западу, за разлику од већине осталих планета (ретроградну ротацију има још Уран). Није сасвим познат разлог ове појаве, а претпоставља се да је узрок судар са већим телом (могуће астероидом) у време формирања планете. Осим ове појаве, период ротације Венере и њеног кретања око Сунца синхронизовани су тако да је Венера увек окренута према Земљи истом страном у време када су две планете најближе једна другој. То може бити резултат деловања плимних сила међу планетама, а можда је само случајност. Венери треба 243 земаљских дана да би се једном окренула око своје осе, што значи да на Венери дан траје дуже од године (јер једна година на Венери траје 224,65 земаљских дана).

Истраживање

Снимак уз помоћ радара прикупљен током мисије Магелан.
Датотека:Venera 13 - venera13-left.jpg
Место слетања сонде Венера-13.
Међупланетарне сонде
Година лансирања Име сонде Држава Мисија успешна
1961 Спутњик 7 СССР
1961 Венера-1 СССР
1962 Маринер 1 САД
1962 Спутњик 23 СССР
1962 Маринер 2 САД Да
1967 Венера-4 СССР Да
1967 Маринер 5 САД Да
1969 Венера-5 СССР
1969 Венера-6 СССР
1970 Венера-7 СССР Да
1972 Венера-8 СССР
1973 Маринер 10 САД
1975 Венера-9 СССР Да
1975 Венера-10 СССР Да
1978 Пионир Венера САД Да
1978 Венера-11 СССР
1978 Венера-12 СССР
1981 Венера-13 СССР Да
1981 Венера-14 СССР
1983 Венера-15 СССР
1983 Венера-16 СССР
1984 Вега 1 СССР Да
1984 Вега 2 СССР Да
1989 Магелан САД Да
1990 Галилео САД Да
1998 Касини САД/ЕУ Да
2006 Венера Експрес ЕУ Да

Венера је најсјајнији објект на небу после Сунца и Месеца. Из тог је разлога Венера човеку позната од када је први пута уперио поглед у ноћно небо. Венера је према својим основним обележјима Земљина сестра близнакиња по димензијама и маси. Због тога су људи дуго времена веровали да се та сличност односи и на друге појаве.

Замишљена је као Земља у младим, праисторијским данима. Сунцу је ближа од Земље па због тога прима око два пута више његове енергије. Али сјајни облаци рефлектирају око три четвртине Сунчевог зрачења назад у свемир, па се очекивало да температура на површини Венере није превише висока. Веровало се да је састав атмосфере и површински притисак сличан Земљином. Замишљали су је као млади свет покривен океаном у којем буја праисторијски живот. Све су се те претпоставке показале потпуно погрешним.

Дуго времена Венера је остала тајновита због густих облака који је прекривају. Све што се на њој може опазити је сјајни, потпуно једнолични облачни покров који скрива површину планете од наших погледа. Тек су пре двадесетак година фотографске технике снимања у ултраљубичастом делу спектра успеле показати да тај облачни слој није потпуно једноличан. Прва мерења површинске температуре изведена помоћу великих радио-телескопа са Земље дала су толико велике износе, око 400°C, да су научници помислили како се ради о неком непознатом ефекту у Венериној јоносфери. Једноставно, нису могли да поверују да је површинска температура на Венери тако висока.

У новије су доба свемирске летелице на Венеру слали Американци и Совјети. Прва летелица која је за циљ имала Венеру је била руски Спутник 7 (1961), али је завршила неуспехом, као и неколико мисија након ње (1961: Венера 1, 1962: Маринер 1 и Спутник 23).

Прва успешна мисија (а у даљњем тексту ћемо само те и споменути) била је прелет америчке летелице Маринер 2 (27.8.1962) покрај Венере. Када је сонда прошла на око 35 000 km изнад Венериних облака, мерни инструменти потврдили су високу површинску температуру.

Прва успешна мисија тадашњег Совјетског Савеза била је Венера-4 (1967). Ова је летелица испустила у атмосферу сонде са мерним инструментима. Готово у исто време трајала је и америчка мисија Маринер 5.

Венера-7 је 17. августа 1970. постала прва летелица која се меко спустила на другу планету. Венера-9 и Венера-10 су планету Венеру посетиле у мају 1975, а састојале су се од орбитера и ландера. Венера 9 послала је прве црно-беле фотографије са површине Венере. Једноставни експерименти које су сонде направиле показали су да су стене на Венери врло сличне онима на Земљи, да је површинска температура 455 °C, а атмосферски притисак одговара притиску који на Земљи влада у морима на дубини од 900 m. Слике су показале да и на Венери постоје ерозијски процеси, што је доста изненадило научнике. Вода, која је главни кривац за ерозију на Земљи, на Венери практички не постоји, поготово не у течном стању. Ако претпоставимо да би то могла бити ерозија ветра, и то морамо искључити јер је највећа брзина ветра измерена на површини Венере била свега око 15 km/h, што одговара лаганом поветарцу.

Америчка мисија Пионеер Венус састојала се од две компоненте, орбитера и мултисонде, које су лансиране одвојено у мају и августу 1978. године. Мисија орбитера је, међу осталим, имала за циљ и радарско снимање рељефа, а трајала све до августа 1992. Мултисонда је на Венеру избацила 4 атмосферске сонде. Њихов пад кроз атмосферу трајао је око један сат, али су у том кратком времену сакупљени многи драгоцени подаци. Једна од сонди је чак преживела пад до површине одакле је слала податке још један сат пре него што се практично растопила. Од четири сонде, две су ушле у атмосферу на ноћној страни и откриле једну врло интересантну појаву. На висини од око 11 km небо тиња црвенкастим сјајем који потиче од безбројних муња које непрестано бљескају. Инструменти су забележили и до 25 бљескова у секунди. Начин на који настају све те силне муње остао је необјашњен. Њихови одбљесци могли би бити тајанствено пепељасто светло које је више пута опажено телескопима са Земље на ноћној Венериној страни.

Прве фотографије Венерине површине у боји снимио је ландер Венера-13. Совјетске летелице Вега 1 и Вега 2 испустиле су 1984. године у Венерину атмосферу ландере и атмосферске балоне, те продужили у сусрет Халејевој комети. Америчка летелица Галилео је такође, на свом путу према Јупитеру, посетила Венеру.

Америчка мисија Магелан (1989 - 1994) имала је за примарни циљ мапирање Венерине површине уз помоћ радара. Мапирано је 99% површине уз 300 м/пиксел резолуцију. Летелица Касини-Хајгенс је пролетела поред планете на свом путу ка Сатурну. У орбити се од 2006. налази сонда Венера Експрес Европске свемирске агенције која помоћу радара детаљно мапира површину и прати кретања у атмосфери планете.

Види још

Напомене

  1. ^ Плутон је откривен 1930. и сматран је једном од планета Сунчевог система (најмањим и најудаљенијим планетом). Након 2006. Плутон је означен као патуљаста планета.
  2. ^ Статус Церере је предмет расправа између патуљасте планете и астероида
  3. ^ У горњим слојевима атмосфере Венере забележено је постојање кишних падавина сумпорне киселине које испаравају на око 25 км изнад површине планете.

Референце

  1. ^ „Venus Fact Sheet”. NASA. Приступљено 28. 11. 2012. 
  2. ^ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (2004). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer. стр. 61. ISBN 3-540-00431-9. 
  3. ^ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A'hearn, M. F.; et al. (2007). „Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155—180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  4. ^ „Atmosphere of Venus”. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. Приступљено 2007-04-29. 
  5. ^ Goettel, K. A. (16—20. 3. 1981). „Density constraints on the composition of Venus”. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. стр. 1507—1516. Приступљено 2009-07-12.  Непознати параметар |coauthors= игнорисан [|author= се препоручује] (помоћ)
  6. ^ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. стр. 201. ISBN 1-4020-5233-2. 
  7. ^ а б в г Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). „Volcanism and Tectonics on Venus”. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23—53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23. 
  8. ^ Nimmo, F. (2002). „Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio”. Geology. 30 (11): 987—990. Bibcode:2002Geo....30..987N. ISSN 0091-7613. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. 
  9. ^ а б в г Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press. ISBN 0-521-47770-0.  Грешка код цитирања: Неисправна ознака <ref>; назив „Frankel” је дефинисано више пута с различитим садржајем
  10. ^ Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (2007). Fundamental Astronomy. Springer. стр. 162. ISBN 3-540-34143-9. 
  11. ^ „Venus also zapped by lightning”. CNN. 29. 11. 2007. Архивирано из оригинала 30. 11. 2007. г. Приступљено 2007-11-29. 
  12. ^ Glaze, L. S. (1999). „Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus”. Journal of Geophysical Research. 104 (E8): 18899—18906. Bibcode:1999JGR...10418899G. doi:10.1029/1998JE000619. Приступљено 2009-01-16. 
  13. ^ а б Strom, R. G. (1994). „The global resurfacing of Venus”. Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899—10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388.  Непознати параметар |coauthors= игнорисан [|author= се препоручује] (помоћ)
  14. ^ Romeo, I.; Turcotte, D. L. (2009). „The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing”. Icarus. 203 (1): 13. Bibcode:2009Icar..203...13R. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.036. 
  15. ^ Shannon Hall (2014). „Active Volcanoes on Venus?”. Sky and Telescope. Приступљено 2014-04-02. 
  16. ^ Herrick, R. R. (1993). „Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population”. Icarus. 112 (1): 253—281. Bibcode:1994Icar..112..253H. doi:10.1006/icar.1994.1180.  Непознати параметар |coauthors= игнорисан [|author= се препоручује] (помоћ)
  17. ^ David Morrison (2003). The Planetary System. Benjamin Cummings. ISBN 0-8053-8734-X. 
  18. ^ Esposito, Larry W. (9. 3. 1984). „Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism”. Science. 223 (4640): 1072—1074. Bibcode:1984Sci...223.1072E. PMID 17830154. doi:10.1126/science.223.4640.1072. Приступљено 2009-04-29. 
  19. ^ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (март 2001). „The Recent Evolution of Climate on Venus”. Icarus. 150 (1): 19—37. Bibcode:2001Icar..150...19B. doi:10.1006/icar.2000.6570. 
  20. ^ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (1995). „Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas”. Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285—336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/BF00579467. 
  21. ^ Kaufmann, W. J. (1994). Universe. New York: W. H. Freeman. стр. 204. ISBN 0-7167-2379-4. 
  22. ^ Batson, R.M.; Russell J. F. (18—22. 3. 1991). „Naming the Newly Found Landforms on Venus” (PDF). Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII. Houston, Texas. стр. 65. Приступљено 2009-07-12. 
  23. ^ Young, C., ур. (август 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide (JPL Publication 90-24 изд.). California: Jet Propulsion Laboratory. 
  24. ^ Davies, M. E.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Lieske, J. H.; Morando, B.; Morrison, D.; Seidelmann, P. K.; Sinclair, A. T.; Yallop, B. (1994). „Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 63 (2): 127. Bibcode:1996CeMDA..63..127D. doi:10.1007/BF00693410. 
  25. ^ „USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)”. Приступљено 22. 10. 2009. 
  26. ^ „The Magellan Venus Explorer's Guide”. Приступљено 22. 10. 2009. 

Спољашње везе

Венера на Викимедијиној остави.

Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link GA Шаблон:Link GA Шаблон:Link GA

Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Венера&oldid=9739719”