Venera

Uredi veze
S Vikipedije, slobodne enciklopedije
Za druge upotrebe pogledajte stranicu Venera (višeznačna odrednica).
Venera Astronomski simbol Venere
Pogled na Veneru iz svemira (snimak agencije NASA)
Pogled na Veneru iz svemira (snimak agencije NASA)
Orbitalne karakteristike
Afel 108,939[1] × 106 km
Perihel 107,477 × 106 km
Velika poluosa 108,208 × 106 km
Ekcentricitet 0,0067
Siderički period 224,701 dana
Sinodički period 583,92 dana
Srednja orbitalna brzina 35,02 km/s
Srednja anomalija 50,115°
Inklinacija 3,394° ka ekliptici
3,86° ka sunčevom ekvatoru
Longituda uzlaznog čvora 76,678°
Argument pericentra 55,186°
Siderički period rotacije -5.832,444 sati
Prirodni satelit nema
Fizičke karakteristike
Srednji poluprečnik 6.051,8 ± 1 km
Elipticitet ~0
Masa 4,8676 × 1024 kg
Zapremina 92,8 × 1010 km3
Gustina 5,243 g/cm3
Površinska gravitacija 8,87 m/s2
Druga kosmička brzina 10,36 km/s
Nagib ose 177,36°
Albedo 0,90 (Bond)
0,67 (geom.)
Prividna magnituda od -4,9 do -3,8
Temperatura crnog tela 184,2 K
Moment inercije 0,33
Rektascenzija Severnog pola 272,76° (18:11:02 sata)
Deklinacija Severnog pola 67,16
Atmosfera
Atmosferski pritisak 92 bara (9,2 MPa)
Sastav vazduha ≈ 96,5% ugljen-dioksid
≈ 3,5% azot
0,015% sumpor-dioksid
0,007% argon
0,002% vodena para
0,0017% ugljen-monoksid
0,0012% helijum
0,0007% neon

Venera je jedna od 8 planeta Sunčevog sistema,[a] i druga je planeta po udaljenosti od Sunca[2], sa prosečnom udaljenošću od oko 0,72 AJ (ili 108.200.000 km). Oko Sunca se kreće gotovo kružnom orbitom, a jednu rotaciju obavi za 224,7 zemaljskih dana. Nema prirodnih satelita u svojoj orbiti. Drugo je po sjaju nebesko telo na noćnom nebu gledano sa Zemlje, odmah posle Meseca, sa vrednostima prividne magnitude od -4,9 do -3,8.

Ime je dobila po starorimskoj boginji ljubavi i lepote Veneri (grčki ekvivalent je Afrodita) i jedina je planeta koja je dobila ime po nekom ženskom mitološkom božanstvu. Gledano sa Zemlje najuočljivija je u sumrak i u ranu zoru, te se često u narodu naziva i Zvezdom Danicom i Zvezdom Večernjačom.

Venera spada u grupu terestričkih planeta, a zbog sličnosti sa Zemljom u pogledu dimenzija (najbliža je planeta po udaljenosti od Zemlje i ima približno sličnu veličinu), gravitacije i složene unutrašnje strukture često je označavaju „Zemljinom sestrom“. Venerina atmosfera je veoma gusta sa strukturnim udelom ugljen-dioksida u njenoj građi od čak 96%. Atmosferski pritisak na površini je i do 92 puta viši nego na Zemlji i iznosi 92 bara. Zbog veoma guste atmosfere koja na planeti stvara efekat staklene bašte, površinske temperature su veoma visoke i iznose u proseku oko 735 K, što Veneru čini najtoplijom planetom Sunčevog sistema. Planeta je obavijena gustim i izrazito reflektujućim oblacima sačinjenim od sumporne kiseline.

Postoji mogućnost da su u prošlosti na površini Venere postojali okeani koji su verovatno isparili usled povećanja temperatura uzrokovanih efektom staklene bašte. Slobodni atomi vodonika su potom najverovatnije „otplutali u slobodni svemir“ zbog slabog intenziteta magnetnog polja planete, a pod dejstvom solarnih vetrova.

Površina Venere je veoma suva i podseća na izrazito suva pustinjska područja na Zemlji sa kojih se mestimično izdižu vulkanske kupe i stenovite ploče. Vulkanska aktivnost na Veneri je veoma visoka i verovatno je ona glavni uzročnik gomilanja ogromnih količina ugljen-dioksida u atmosferi.

Fizičke karakteristike[uredi | uredi izvor]

Uporedni prikaz 4 terestričke planete Sunčevog sistema (sleva nadesno: Merkur, Venera, Zemlja sa Mesecom, Mars i Cerera[b])

Venera je jedna od 4 terestričke planete u Sunčevom sistemu, a po udaljenosti od Sunca nalazi se na drugom mestu, odmah iza Merkura. Svojim dimenzijama i masom je dosta slična Zemlji zbog čega je često nazivaju i Zemljinom „sestrom bliznakinjom“.[3] Prečnik Venere je 12.092 km, što je za svega 650 km manje od prečnika Zemlje. Njena ukupna masa ima vrednost od 81,5% mase Zemlje.[4] Međutim, fizički uslovi na površini ove planete se ekstremno razlikuju u odnosu na one na Zemlji, prevashodno zbog postojanja veoma guste atmosfere oko Venere u kojoj dominira ugljen-dioksid. Ugljen-dioksid čini čak 96,5% ukupne zapremine atmosfere, dok je drugi po zastupljenosti element azot.[5]

Unutrašnja struktura[uredi | uredi izvor]

Unutrašnja struktura Venere.

Najvažniji izvori podataka o unutrašnjoj strukturi i geohemiji Venere dolaze na osnovu proučavanja njenih seizmičkih aktivnosti na površini i momenta inercije.[6] Pretpostavlja se da zbog svojih sličnosti sa Zemljom kada je reč o dimenzijama i gustini, ima i sličnu unutrašnju strukturu, odnosno da su tri osnovna unutrašnja sloja jezgro, mantl (omotač jezgra) i kora. Pretpostavke su da je jezgro Venere jednim delom u čvrstom, a jednim delom u polutečnom stanju (slično kao i kod Zemlje s obzirom da obe planete dele gotovo identičan stepen hlađenja).[7] Jezgro je sastavljeno od teških metala, uglavnom gvožđa i ima prečnik od oko 3.000 km. Kako je Venera nešto manjih dimenzija u odnosu na Zemlju, pretpostavke su i da su pritisci u dubokoj unutrašnjosti planete nešto niži. Oko jezgra je rastopljeni stenoviti mantl koji čini najveći deo zapremine planete. Prema novijim podacima dobijenim sa sonde Magelan, Venerina kora je deblja i čvršća nego što se ranije pretpostavljalo. Smatra se da Venera nema tektonske ploče poput Zemlje, što se objašnjava nepostojanjem tekuće vode na površini koja bi olakšala subdukciju. Samim tim i izbijanje lave na površinu planete je posledica naprezanja u omotaču koja se javljaju u pravilnim vremenskim intervalima (i to je ujedno jedini način kojim se gubi unutrašnja toplota planete).[8] Sve to znatno limitira proces gubitka unutrašnje toplote i samim tim hlađenja planete, odnosno objašnjava nedostatak interno-generisanog magnetnog polja.[9]

Površinska geologija[uredi | uredi izvor]

Maat Mons je najveći vulkan na Veneri.
Udarni krateri na površini Venere — geološki najstarije morfoskulpture na planeti.

Najveći deo površine Venere formiran je usled intenzivne vulkanske aktivnosti. Na površini ove planete do sada je registrovano 167 vulkana (verovatno aktivnih) prečnika iznad 100 km, dok se, poređenja radi na Zemlji nalazi samo jedan takav vulkanski kompleks na ostrvu Havaji.[10] Međutim ovako velika disproporcija u dimenzijama vulkana nikako ne znači i da je Venera vulkanski znatno aktivnija od Zemlje, već da je njena kora znatno starija od Zemljine litosfere. Okeanska kora na Zemlji je podložna konstantnom „obnavljanju“ usled subdukcije tektonskih ploča.[11] Tako je površinski sloj Venerine kore procenjene starosti na oko 300 do 600 miliona godina, dok je Zemljina kora u proseku stara oko 100 miliona godina.[8][10]

Postojanje snažne vulkanske aktivnosti na ovoj planeti dokazano je nekoliko puta. Sovjetske naučno-istraživačke sonde Venera-11 i Venera-12 (deo velikog naučnog projekta Program Venera) su 1978, neposredno nakon spuštanja na površinu planete registrovale konstantne i veoma jake munje i udare gromova. Sonda Venera ekspres je takođe utvrdila postojanje jakih munja u višim slojevima atmosfere.[12] Kako na površini Venere ne postoje kišne padavine[v] koje bi za sobom povukle stvaranje munja, logično objašnjenje je da je glavni generator munja na Veneri vulkanski pepeo u višim slojevima atmosfere. Kao dokaz za ove tvrdnje može da posluži i nestabilna koncentracija sumpor-dioksida u atmosferi, a koja je u periodu 1978—1986. opala za više od 10 indeksnih poena, što znači da su njihove veće koncentracije u prošlosti bile posledica vulkanskih erupcija.[13]

Širom cele površine planete rasuto je oko hiljadu udarnih meteorskih kratera, od kojih je njih oko 85% u netaknutom obliku. Za razliku od Venere, krateri na Mesecu i Zemlji su znatno erodirani, što zbog udara drugih meteora (u slučaju Meseca), što zbog delovanja eolske i pluvijalne erozije (na Zemlji). Kako na Veneri ne postoje uslovi slični onima na Zemlji, jedino vulkanska aktivnost može da izvrši degradacije nad znatno starijim udarnim kraterima.[8][14][15] Nepostojanje tektonskih ploča na Veneri onemogućava oslobađanje viška toplote iz mantla, temperature u mantlu rastu sve dok ne dostignu kritičnu vrednost koja znatno oslabi površinski sloj kore. Tada, u periodu koji traje oko 100 miliona godina dolazi do potpunog „podvlačenja“ površinskog dela kore ispod gornjih slojeva mantla, čime se u celosti izmeni površinska slika planete. Takvi ciklični procesi ponavljaju se svakih 300 do 600 miliona godina.[10]

Tokom marta 2014. u blizini štitastog vulkana Maat Mons, u riftnoj zoni Ganiki, uočena su infracrvena „svetlucanja“ čije temperature su za 40° do 320 °C bile više u odnosu na okolna područja, što implicira postojanje ili izvora vrelih gasova ili vulkanskih erupcija. [16]

Udarni krateri na površini Venere imaju dimenzije između 3—280 km. Kako je atmosfera Venere veoma gusta, objekti koji ulaze u nju toliko usporavaju u najvećem broju slučajeva da se na površinu planete spuste bez ikakvog udara (ukoliko imaju manje vrednosti kinetičke energije od određenih), dok svemirski projektili dimenzija manjih od 50 m u prečniku gotovo u celosti izgore u atmosferi Venere.[17][18]

Osnovne odlike reljefa Venere[uredi | uredi izvor]

Topografska projekcija regije Afrodita tera.
Topografska projekcija regije Ištar tera.

Površina Venere u reljefnom smislu je bila predmet brojnih spekulacija sve do kraja prošlog veka, odnosno sve do detaljnijeg mapiranja koje je uradila sonda Magelan 1990—1991. godine. Vulkanska aktivnost je dosta izražena, a postojanje sumpornih isparenja u atmosferi može da bude dokaz trenutnih erupcija.[19][20]

Oko 80% površine je prekriveno dosta zaravnjenim vulkanskim površima koje su u jednom manjem delu gotovo uglačane i sa kojih se izdišu strmi vulkanski grebeni.[21] Preostalih 20% zauzimaju dve velike visoravni koje su označene kao „kontinenti“ (Terra). Severni kontinent ili Ištar tera nalazi se na severnoj hemisferi, veličine je Australije, a ime je dobio po vavilonskoj boginji lepote Ištar. Na ovoj visoravni nalazi se i planina Maksvel, najviši vrh Venere koji leži na 11 km iznad prosečne površinske visine. Južni kontinent nosi naziv Afrodita tera, znatno je većih dimenzija (njegove dimenzije odgovaraju površini Južne Amerike) i ispresecan je brojnim rasedima i pukotinama.[22]

Na površini planete se nalazi svega nekoliko udarnih meteorskih kratera, što implicira relativnu mladost površinskog dela planete, od oko 300 do 600 miliona godina.[8][14] Na površini Venere se nalazi nekoliko specifičnih oblika vulkanskog reljefa karakterističnih isključivo za ovu planetu. Među njima izdvajaju se vulkanska uzvišenja sa zaravnjenim, i na momente gotovo uglađenim vrhovima, koja svojom fizionomijom dosta podsećaju na palačinke. Ta uzvišenja nazivaju se fara (farra) i njihove dimenzije variraju između 20 i 50 km u prečniku, odnosno između 100 i 1.000 m visine. Registrovano je i postojanje zvezdastih površinskih fraktura koje se nazivaju nove (novae), zatim polukružne koncentrične pukotine koje podsećaju na paukove mreže arahnoide i korone (coronae) kao sistem prstenastih depresija i raseda.[10]

Većina reljefnih formacija na Veneri dobila je imena po ženama iz istorije i mitologije.[23] Izuzetak su jedino planina Maksvel koja je ime dobila po škotskom matematičaru i fizičaru Džejmsu Maksvelu i visoravni Alfa, Beta i Ovda. Pomenuti lokaliteti su dobili imena pre nego što je Međunarodna astronomska unija usvojila jedinstveni sistem planetarne nomenklature.[24]

Geografske širine lokaliteta na površini Venere određuju se u odnosu na početni meridijan koji se prvobitno nalazio južno od oblasti Alfa u samom središtu ovalnog reljefnog oblika označenog imenom Iv (Eva).[25] Nakon okončanja nekih istraživačkih misija na Veneri, redefinisan je lokalitet početnog meridijana za koji je određen meridijan koji prolazi preko centralnog dela kratera Arijadna.[26][27]

Atmosfera i klimatske karakteristike[uredi | uredi izvor]

Odlike Venerine atmosfere
Visina
(u km)		 Temp.
(u °C)		 Atmos.
pritisak
(x zemaljski)
0 462 92,10
5 424 66,65
10 385 47,39
15 348 33,04
20 306 22,52
25 264 14,93
30 222 9,851
35 180 5,917
40 143 3,501
45 110 1,979
50 75 1,066
55 27 0,5314
60 −10 0,2357
65 −30 0,09765
70 −43 0,03690
80 −76 0,004760
90 −104 0,0003736
100 −112 0,00002660

Venerina atmosfera odlikuje se izrazito velikom gustinom, i izgrađena je gotovo u celosti od ugljen-dioksida i azota čiji je procentualni udeo u građi atmosfere znatno manji (u odnosu na CO2), dok su ostali elementi zastupljeni u tragovima. Iako azot čini do 3,5% građe atmosfere Venere, zbog njene debljine i gustine koncentracija ovog elementa je i do 4 puta veća u odnosu na onu na Zemlji (iako azot u atmosferi Zemlje ima udeo od 78%).[28][29] Od ostalih elemenata treba izdvojiti one na bazi vodonika, poput hlorovodonika (HCl) i fluorovodonika (HF), a prisutne su i manje koncentracije ugljen-monoksida, vodene pare i molekularnog kiseonika.[30][31] Koncentracije vodonika u atmosferi Venere su veoma male, a pretpostavlja se da je najveći deo jednostavno „otplutao“ u spoljašnji svemir, dok je ostatak ostao vezan u sumpornoj kiselini (H2SO4) i vodonik-sulfidu (H2S).[32] U prilog teoriji o gubitku velikih količina molekularnog vodonika idu i podaci o velikim koncentracijama teškog vodonika (deuterijuma ²H)[g] u atmosferi Venere.[31] Koncentracije ovog izotopa u Venerinoj atmosferi su oko 0,025, što je znatno veća vrednost u odnosu na koncentracije na Zemlji sa 1,6 × 10−4.[30]

Prvi koji je na teorijskim osnovama pretpostavio postojanje atmosfere na Veneri bio je ruski hemičar Mihail Lomonosov na osnovu proučavanja njenih mena iz jedne male opservatorije u Peterburgu 1761. godine. Prema rezultatima određenih studija Venerina atmosfera je pre oko 4 milijarde godina bila dosta slična onoj danas na Zemlji, pa prema tome postoje osnovane pretpostavke da je tada postojala tekuća voda na površini ove planete. Pre nekih 3,8 milijardi godina došlo je do znatnog jačanja intenziteta sunčevog zračenja, što je moglo da bude uzrok intenzivnijeg isparavanja površinskih voda i stvaranja kritične mase stakleničkih gasova u atmosferi.[33][34] Pretpostavke su da je tekuća voda na površini postojala oko 600 miliona godina.[35]

Atmosfera je podeljena u više slojeva na osnovu visine i hemijskog sastava.

Troposfera Venerine atmosfere[uredi | uredi izvor]

Troposfera je najgušći deo Venerine atmosfere, i obuhvata pojas od površine planete do 65 km u visinu. Vetrovi su na površini veoma spori (gotovo da i ne postoje),[28] temperature i pritisak opadaju sa visinom i na gornjoj granici troposfere dostižu vrednosti slične onima na Zemlji.[31][36]

Atmosferski pritisak na površini je za preko 92 puta viši u odnosu na Zemlju (poređenja radi, atmosferski pritisak na površini Venere jednak je onome na Zemlji na dubini od 910 m u okeanu). Ukupna zapremina Venerine atmosfere je 4,8 × 1020 kg, što je oko 93 puta više u odnosu na atmosferu Zemlje. Gustina vazduha na površini ima vrednosti od 67 kg/m³ (što je vrednost od 6,5% koliko imaju tekuće vode na Zemlji).[28] Zbog ovako visokih pritisaka na površini, ugljen-dioksid gubi svojstva gasa i prelazi u stanje „superkritičnog fluida“ (kada temperature i pritisci prelaze vrednosti kritične tačke nekog elementa) koji prekriva površinski deo planete. Taj omotač od superkritičnog ugljen-dioksida je odličan provodnik toplote i znatno ublažava temperaturne razlike između dana i noći (koji traju 56 zemaljskih dana).[37]

Izrazito visoke koncentracije CO2 u atmosferi zajedno sa vodenom parom i sumpor-dioksidom stvaraju veoma jak „efekat staklene bašte“ koja zadržava najveći deo sunčevog toplotnog zračenja, te je sa prosečnim površinskim temperaturama od oko 740K (oko 467 °C) Venera najtoplija planeta u celom Sunčevom sistemu (toplija čak i od Merkura, iako prima i do 4 puta manje toplotne energije). Prosečne vrednosti površinskih temperatura su iznad tački topljenja olova (327 °C), kalaja (232 °C) i cinka (420 °C). Debeo sloj troposfere takođe smanjuje na minimum temperaturne razlike između dana i noći, uprkos činjenici da zbog spore rotacije jedan solarni dan na Veneri traje 116,5 zemaljskih dana (obdanica traje 58,3 zemaljska dana).[28]

Grafički prikaz atmosferskog sastava Venere.

Oko 99% ukupne mase atmosfere Venere otpada na troposferu, od čega se oko 90% ukupne zapremine nalazi u pojasu do visine od 28 km od površine (na Zemlji sličan odnos je do visina od 10 km). Na visinama od oko 50 km vrednosti atmosferskog pritiska se izjednačavaju sa vrednostima na površine Zemlje.[38] Taj pojas označen je kao tropopauza, odnosno granična zona između gornje troposfere i donje mezosfere.[36] Prema podacima sa sondi Venera ekspres i Magelan na visinama između 52,5 i 54 km temperature vazduha imaju vrednosti između 20—37 °C, dok je vazdušni pritisak identičan onome na površini Zemlje na visini od 49,5 km.[36][39] Naučno nije isključeno postojanje nekih životnih oblika na tim visinama atmosfere.[40][41][42]

Brzine vetrova na Veneri mogu da se direktno mere jedino u gornjim slojevima troposfere, na visinama između 60 i 70 km, što odgovara gornjim granicama oblaka.[43] Kretanje oblaka obično se posmatra u ultraljubičastom delu spektra gde su kontrasti između oblaka najintenzivniji.[43] Brzine vetrova na tom nivou su oko 100 ± 10 m/s na geografskim širinama ispod 50°. Vetrovi na Veneri se kreću u retrogradnom smeru pošto duvaju u istom retrogradnom pravcu njene rotacije.[43] Brzine vetrova se naglo smanjuju idući ka višim geografskim širinama, i na polovima dostižu vrednosti nula. Kako se vetrovi kreću znatno brže od brzina rotacije planete stvara se efekat takozvane super rotacije atmosfere, što znači da vazdušne struje obiđu puni krug oko planete mnogo pre nego što se izvrši jedna puna rotacija.[44] Vetrovi se odlikuju i jakim vertikalnim gradijentom, odnosno u zoni troposfere im opadaju brzine sa visinom za 3 m/s na svaki kilometar visine,[31] tako da su brzine na površini znatno manje nego na Zemlji i iznose u proseku od 0,3 do 0,1 m/s. Iako su ovo veoma male brzine, ipak su zbog velike gustine atmosfere dovoljne za pokretanje prašine i manjih stena po površini.[28][45]

Gornja atmosfera i jonosfera[uredi | uredi izvor]

Pored najnižeg sloja troposfere, Venerina atmosfera sastavljena je još od mezosfere koja se prostire na visinama između 65 i 120 km i termosfere koja dostiže gornje granice atmosfere (egzosfera) na visinama od oko 220 do 350 km od površine planete.[36] Egzosfera je toliko retka da u njoj gotovo ne dolazi ni do kakvih sudara čestica.

Venerina mezosfera je podeljena u dva sloja: niži sloj na visinama između 62 i 73 km[46] i viši sloj na visinama između 73 i 95 km.[36] U nižem sloju temperature imaju gotovo konstantne vrednosti od oko -43 °C (ovaj sloj se poklapa sa gornjom granicom oblaka). U višem sloju temperature opadaju do vrednosti od oko -108 °C na visinama od 95 km, odnosno do pojasa mezopauze.[36] To je ujedno i najhladniji deo Venerine obdanične atmosfere.[30] Mezopauza obuhvata visine između 95 i 120 km i karakteriše je konstantan rast temperatura, sve do vrednosti bliskih onima u sloju termosfere (od 27° do 127 °C; podaci se odnose na period obdanice).[30] Tokom noći temperature u termosferi padaju na ispod -173 °C, čime taj sloj postaje najhladnije područje na Veneri i često se naziva kriosferom („ledeni omotač“).[30]

Vazdušna strujanja u slojevima mezosfere i termosfere se znatno razlikuju od onih u nižim slojevima atmosfere.[30] Na visinskom pojasu od 90—150 km vazdušna strujanja kreću se iz dnevnog ka noćnom delu planete, tako što se topao vazduh u toku dana izdiže, dok se noću spušta. Spuštanje toplih vazdušnih masa tokom noći dovodi do adijabatskog zagrevanja vazduha u nižim slojevima i formiranja toplijeg sloja na visinama između 90 i 120 km.[30] Temperature u tom sloju mezosfere od -43 °C su zbog toga znatno više u odnosu na vrednosti izmerene u isto vreme u sloju termosfere (-173 °C).[30] Usled pomenutog strujanja vazduha molekuli kiseonika u noćnoj mezosferi prelaze u jonizovano stanje (1Δg) usled procesa elektrolitičke disocijacije, koji nakon otpuštanja emituju infracrveno zračenje na talasnim dužinama od 1,27 μm. Ovakav vid zračenja na visinama između 90 i 100 km je lako uočljiv za posmatranje sa Zemlje i iz spejs-šatlova.[47] Gornji slojevi noćne mezosfere i termosfera su takođe izvori globalne termodinamičke ravnoteže u kojoj emisije CO2 i NO „snose odgovornost“ za niske temperature noćne termosfere.[47]

Godine 2011. otkriveno je postojanje tanke ozonosfere na visinama od oko 100 km.[48]

Na visinama između 120 i 300 km nalazi se sloj jonosfere koji se gotovo preklapa sa termosferom.[36] Međutim do procesa jonizacije dolazi isključivo tokom obdanice, dok je tokom noći koncentracija elektrona u jonosferi gotovo nula.[36] Venerina jonosfera podeljena je na tri sloja: v1 (između 120 i 130 km visine), v2 (140—160 km) i v3 (200—250 km), a postoje pretpostavke i o eventualnom četvrtom sloju na visinama od oko 180 km.[36] Maksimalna koncentracija elektrona (broj elektrona po jedinici zapremine) od 3 × 1011 m−3 je u sloju v2 u blizini subsolarne tačke.[36] Najrašireniji joni u slojevima v1 i v2 su O2+, dok su sloju v3 dominiraju O+ joni.[36][49] Gornja granica jonosfere, odnosno sloj jonopauze je na visinama 220—375 km i predstavlja granicu između planetarne plazme i indukovane magnetosfere.[50][51]

Oblaci[uredi | uredi izvor]

Oblačne mase na Veneri snimljene 1990. preko UV filtera (zbog toga plava boja).

Oblaci u Venerinoj atmosferi su dosta debeli i sastavljeni su od čestica sumpor-dioksida i kapljica sumporne kiseline.[52] Kako ovi oblaci reflektuju preko 75% ukupnog sunčevog zračenja[d] koje pada na ovu planetu, stvara se efekat zamagljenosti koji otežava direktno posmatranje njene površine.[28] Ovako veliki stepen refleksije dovodi do toga da je količina odbijene sunčeve energije gotovo jednaka onoj primljenoj, što bi značilo da potencijalna solarna ćelija u orbiti oko Venere ima mogućnost neprestanog snabdevanja solarnom energijom.[53] Venera ima najviše vrednosti geometrijskog albeda u odnosu na preostalih 7 planeta Sunčevog sistema. Na osnovu podataka sa sonde Venera ekspres poznato je da je debljina oblaka u noćnom delu atmosfere znatno veća u poređenju sa dnevnim delom. Tako je debljina oblaka u dnevnom delu atmosfere procenjena na oko 20 km sa gornjom granicom prostiranja od 65 km, dok se u noćnom delu atmosfere gornja granica penje do visina od 90 do 105 km.[54] Oblačnost je izrazito velika, a zbog velike gustine oblaka jako male količine sunčeva svetla dopiru do površine planete, vidljivost je svega oko 3 km, a količina svetlosti u granicama između 5.000 i 10.000 lx. Samim tim i vlažnost vazduha je ekstremno niska i iznosi svega do 0,1%.[55]

Kapljice sumporne kiseline u gornjim slojevima atmosfere nastaju kao posledica fotohemijskih procesa Sunca na ugljen-dioksid, sumpor-dioksid i vodenu paru. Ultraljubičasti fotoni talasnih dužina ispod 169 nanometara foto-razlažu molekule ugljen-dioksida na ugljen-monoksid i atomski kiseonik koji je izrazito reaktivan. Atomski kiseonik reaguje sa sumpor-dioksidom i stvara sumpor-trioksid koji u kombinacijama sa vodenom parom uzrokuje nastanak sumporne kiseline.

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
SO3 + H2O → H2SO4

Sumporne kiše nikada ne dospevaju na površinu Venere pošto ispare u atmosferi usled visokih temperatura, i taj fenomen je poznat pod nazivom virga.[56] Postojanje sumpora u Venerinoj atmosferi je, prema teorijskim analizama posledica ranih vulkanskih aktivnosti i visokih temperatura koje su sprečavale njegovo stvrdnjavanje na površini (kao u slučaju Zemlje).[57]

Poznato je i da oblaci na Veneri stvaraju munje i prva ih je detektovala sovjetska sonda iz Programa Venera,[58] a potvrdila sonda Venera ekspres koja je 2006—2007. godine registrovala postojanje elektromagnetnih elektronskih talasa čije postojanje je pripisano munjama. Isprekidanost tih talasa ukazuje na postojanje vremenskih obrazaca, a utvrđeno je i da je njihov intenzitet gotovo dvostruko manji nego na Zemlji.[58]

Godine 2009. sonda Venera ekspres je u atmosferi Venere snimila jako izraženu svetlu tačku čije poreklo još uvek nije poznato, iako se pretpostavlja da je posledica vulkanskih aktivnosti na površini.[59]

Indukovana magnetosfera[uredi | uredi izvor]

Indukovana magnetosfera Venere.

Venera nema magnetsko polje,[50] a razlog njegovog nepostojanja nije dovoljno poznat, iako se teorijski smatra da je njegov nedostatak posledica ili spore rotacije ili nedostatka konvekcija u jezgru, odnosno u jezgru ne dolazi do stvaranja dinamo efekta. Venera poseduje jedino indukovanu magnetosferu nastalu delovanjem sunčevog magnetskog polja i jona koje su doneli solarni vetrovi.[50] Može se posmatrati kao udarni talas koji se omotava oko određene prepreke (u ovom slučaju ta prepreka je Venera). Indukovanu magnetosferu Venere čine udarni luk, magnetni omotač, magnetopauza i magnetni rep sa magnetnim kolom.[50][51]

Iznad subsolarne tačke udarni luk nalazi se na visinama od 1.900 km, odnosno na 0,3 vrednosti poluprečnika Venere. To rastojanje je izmereno 2007. godine u vreme solarnog minimuma.[51] U vreme solarnog maksimuma udarni luk se nalazi na mnogo većim udaljenostima od površine planete.[50] Pojas magnetopauze se nalazi na oko 300 km visine, dok je gornja granica jonosfere (jonopauza) na oko 250 km.[51] U pojasu između magnetopauze i jonopauze nalazi se svojevrsna magnetna barijera — pojas nešto jače magnetne aktivnosti koji sprečava prodiranje solarne plazme dublje u atmosferu (uglavnom u trenucima solarnog minimuma). Jačina magnetnog polja u tom pojasu je oko 40 nT.[51] Magnetni rep produžava se u svemir do deset vrednosti poluprečnika planete i to je ujedno najaktivniji deo Venerine magnetosfere. U repu dolazi do ubrzanja kretanja čestica i tu su energetske vrednosti elektrona i jona u vrednostima između 100 i 1.000 eV.[60]

Zbog nedostatka unutrašnjeg magnetnog polja na Veneri, solarni vetrovi prodiru duboko u planetarnu egzosferu dovodeći do značajnog gubljenja atmosfere.[61] Gubici se najčešće dešavaju preko magnetnog repa, a najviše se gube joni O+, H+ and He+. Gubici vodonika su do dva puta intenzivniji u odnosu na kiseonik (skoro pravi stehiometrijski odnos) što odgovara gubicima vode sa površine.[60]

Rotacija i orbitalno kretanje[uredi | uredi izvor]

Animirani prikaz Venerine orbite oko Sunca (žuta linija).

Venera obilazi oko Sunca na prosečnoj udaljenosti od oko 0,72 AJ, što je oko 108.000.000 km. Za razliku od većine planeta Sunčevog sistema koje imaju uglavnom eliptične orbite, Venerina orbita je najbliža idealnom krugu i njen ekscentricitet je manji od 0,01.[62] Jednu punu orbitu pređe za 224,65 zemaljskih dana, odnosno sinodički period rotacije traje 582,9 dana. Najbliža je Zemlji kada se nalazi između Zemlje i Sunca u fazi „male konjunkcije“ i tada je na prosečnoj udaljenosti od oko 41.000.000 km.[62] U ovoj fazi konjunkcije Venera se nalazi svaka 584 dana u proseku.[62] Prema Milankovićevim ciklusima ta minimalna razdaljina će se s vremenom povećavati kako bude dolazilo do smanjenja ekscentriciteta zemljine orbite tokom desetina hiljada godina. Od 1. do 5383. desila se (odnosno predviđeno je) ukupno 526 takvih „prilaza“ sa rastojanjima manjim od 40 miliona kilometara, a potom u narednih 60.158 godina neće doći ni do jednog takvog pristupa.[63] U vreme perioda izrazito velikog ekscentriciteta udaljenost između ove dve planete može da se spusti do 38,2 miliona kilometara.[62]

Gledano sa zemljinog severnog pola, sve planete u Sunčevom sistemu kreće se oko Sunca u smeru obrnutom od smera kazaljke na satu, dok je i smer rotacije takođe identičan tom kretanju kod većine planeta. Međutim Venera je izuzetak pošto oko svoje ose rotira u smeru kazaljke na satu ( retrogradno kretanje). Jedina planeta koja ima isti smer rotacije kao i Venera je Uran. Jednu rotaciju Venera izvrši za 243 zemaljska dana i to je najsporiji rotacioni period među planetama Sunčevog sistema. To znači da jedan zvezdani dan na Veneri traje duže nego jedna zvezdana godina.[đ] Brzina rotacije na ekvatoru je 6,5 km/has što je zanemarljivo mala brzina u poređenju sa Zemljom na kojoj se tačke na ekvatoru kreću brzinama od 1.670 km/has.[64] Venerina rotacija se dodatno usporava i to za oko 6,5 minuta po jednom zvezdanom danu.[65] Zbog retrogradne rotacije dužina solarnog dela dana je nešto kraća u odnosu na noć i traje 116,75 zemaljskih dana, što je kraće čak i od solarnog dana na Merkuru koji traje 176 zemaljskih dana. To znači da jedna godina na Veneri traje oko 1,92 solarna dana.[66] Zbog retrogradne rotacije Sunce na Veneri izlazi na zapadu, a zalazi na istoku.[66]

Venera je verovatno nastala iz solarne maglice koja je svoje sadašnje karakteristike dobila usled planetarnih perturbacija, haotičnih kretanja čestica i uticaja sunčeve gravitacije. Dužina rotacionog perioda predstavlja jedan vid ravnotežnog stanja između jake gravitacione sile Sunca koja teži da uspori rotaciju i atmosferskih kretanja.[67][68] Period od svaka 584 dana kada je Venera najbliža Zemlji poklapa se sa trajanjem 5 solarnih dana na ovoj planeti.[69][70]

Venera nema prirodnih satelita[71] dok je asteroid 2002 VE68 čija orbita vrši tranzit preko Venerine orbite označen kao kvazi-satelit.[72][73] Koorbitalne orbite imaju još i sateliti 2001 CK32 i 2012 XE133.[74]

Italijanski astronom Đovani Domeniko Kasini je u XVII veku objavio svoje „otkriće“ objekta koji se kreće oko Venere i koji je nazvan Neith, po egipatskoj boginji rata. Iako je tokom naredna dva veka po „otkriću“ ovog satelita više puta opisivano njegovo kretanje po nebeskom svodu, kasnije je ustanovljeno da su to u stvari bile zvezde. Ekipa naučnika sa Kalifornijskog instituta za tehnologiju u studiji posvećenoj evoluciji Sunčevog sistema došla je do zaključka da je u orbiti oko planete Venere u najranijoj fazi njene geološke istorije postojao najmanje jedan prirodni satelit koji je verovatno nastao kao posledica snažnog meteorskog sudara koji se desio pre više milijardi godina.[75] Nekih 10 miliona godine posle prvobitnog sudara došlo je do još jednog snažnog udara koji je verovatno promenio smer rotacije planete, što je uticalo i na kretanje dotadašnjeg satelita i usled ubrzanja plimskih sila dovelo do njegovog postepenog spajanja sa Venerom.[76] Pretpostavke su da su na isti način nestali i neki od eventualnih satelita nastalih usled kasnijih sudara. Alternativno objašnjenje vezano za mali broj prirodnih satelita oko terestričkih planeta vezano je za snažne plimske sile Sunca koje su u stanju da destabilizuju orbite velikih satelita u tom području Sunčevog sistema.[71]

Vidljivost sa Zemlje[uredi | uredi izvor]

Posle Meseca, Venera je najsjajnije nebesko telo na noćnom nebu gledano sa Zemlje.
Faze Venerinih mena.

Posle Sunca i Meseca, Venera je gledano sa površine Zemlje najsjajniji objekat na horizontu i sjajnija je od svih zvezda vidljivih na nebu. Najveću vrednost prividne magnitude od -4,9 dostiže kada je u blizini Zemlje u fazi polovične vidljivosti (polumesec).[77][e] Prividna zvezdana veličina Venere pada na -3,0 kada se nalazi u fazi „iza Sunca“.[78] Veneru je moguće videti i usred dana za vedrog vremena, odnosno vidljiva je golim okom kada se Sunce nalazi nisko na horizontu.[79] Kao jedna od „inferiornih planeta“[ž] Venerin ugao elongacije najčešće ima vrednost od 47°, što je znatno više od Merkura čija je elongacija do 28°, što znači da je Venera vidljiva na noćnom nebu znatno duže po zalasku Sunca.[81]

Njen izgled na nebeskom svodu gledano sa Zemlje menja se od položaja kada je najsjajnija na jutarnjem nebu i tada je poznata kao zvezda Danica, do pozicije kada je najsjajnija posle zalaska Sunca (Večernjača).[82][83] Kroz istoriju često je bila predmet pogrešnih zaključaka i neretko je označavana kao neidentifikovani leteći objekat na noćnom nebu, pa je tako nekadašnji predsednik Sjedinjenih Država Džimi Karter 1969. godine, videvši Veneru na noćnom nebu, smatrao da je video NLO objekat.[84]

Zbog kretanja po orbiti oko Sunca, oblik Venerinog diska gledano sa Zemlje varira od tankog srpa do pune faze u periodu od 584 zemaljska dana (sinodička godina). Sve ove promene označene su zajedničkim imenom Venerine mene. Izuzeci se jedino dešavaju kada Venera prelazi preko površine sunčevog diska (Venerini tranziti) kada je vidljiva kao crna tačka na površini Sunca, što se dešava svake 243 godine. Venerine mene moguće je uočiti i običnim dvogledima sa uvećanjima od svega 10 puta, a teorijski Venerin srp je moguće videti i golim okom (uz idealne vremenske uslove).[81]

Tranziti Venere[uredi | uredi izvor]

Glavni članak: Venerini tranziti
Snimak Venerinog tranzita iz 2012. godine (misija SDO agencije NASA).

Kako je Venerina orbita blago nagnuta u odnosu na ekliptiku, to znači da u trenucima kada se Venera nalazi između Zemlje i Sunca ne mora nužno i da se nalazi u fazi prelaska preko Sunčevog diska. Venerini tranziti dešavaju se kada se orbita planete u donjoj konjunkciji poklapa sa uglom ekliptike. Venerini tranziti preko Sunčevog diska sa pozicije Zemlje dešavaju se u ciklusima od po 243 godine, i to obično u parnim tranzitima sa razmakom od 8 godina. Razmaci između dva ciklusa su u intervalima od 105,5 i 121,5 godina. Venerine tranzite i njihov šablon ponavljanja prvi je uočio engleski astronom Džeremaja Horoks 1639. godine.[85]

Poslednji parni tranziti Venere desili su se 8. juna 2004. i 5—6. juna 2012. godine, i mogli su se posmatrati uz pomoć jednostavnije opreme i trajali su ukupno oko 6 sati i 40 minuta svaki.

Pre toga zabeleženi su parni tranziti iz decembra 1874. i decembra 1882. godine, dok će sledeći da se dese u decembru 2117. i decembru 2125. godine.[86] Istorijski gledano, Venerini tranziti su važni jer astronomima omogućavaju da detaljnije odrede vrednosti astronomske jedinice, a samim tim i dimenzija celog Sunčevog sistema, kao što je to uradio Horoks proučavajući tranzit iz 1639. godine.[87] Zanimljivo je da su istraživanja zapadnih obala Australije koja je sproveo kapetan Džejms Kuk usledila nakon što se on sa svojom posadom 1768. uputio ka Tahitiju sa ciljem posmatranja Venerinog tranzita te godine.[88][89]

Pepeljasta svetlost[uredi | uredi izvor]

Postojanje takozvane pepeljaste svetlosti na tamnoj strani planete u srpastoj fazi jedna je od najvećih nepoznanica vezano za proučavanja ove planete. Ovaj slabi vid svetlosnog odsjaja na Veneri uočen je još 1643. godine, ali njeno postojanje nikada nije potvrđeno validnim dokazima. Kako Venera nema prirodnih satelita sa kojih bi se ta svetlost reflektovala, veruje se da je njeno postojanje ili posledica elektromagnetnih aktivnosti u Venerinoj atmosferi, ili obična optička varka nastala usled posmatranja srpastog izvora svetlosti.[90][z]

Najranija osmatranja i direktna istraživanja Venere[uredi | uredi izvor]

Amisadugina venerina pločica iz doba Novoasirskog kraljevstva danas se čuva u Britanskom muzeju u Londonu.

Postojanje Venere kao nebeskog tela poznato je još od antičkih vremena, iako se u početku smatralo da je reč o dva zasebna nebeska tela. Vavilonski astronomi su bili prvi koji su shvatili da je reč o jednom nebeskom telu, bez obzira na to da li je vidljivo tokom sumraka ili zore. Dokazi toga nalaze se na glinenoj pločici iz 1581. p. n. e, poznatoj kao Amisadugina venerina pločica, u kojoj se Venera označava kao „svetla kraljica neba“.[91] Na pločicama se takođe nalaze precizni podaci o pojavljivanju ove planete na horizontu u periodu od 21 godine. I stari Grci su sve do VI veka pre nove ere i pojave Pitagore smatrali da je reč o dva zasebna nebeska tela Fosforu ili „jutarnjoj zvezdi“ i Hesperu ili „večernjoj zvezdi“.[92] Rimljani su jutarnji aspekt Venere označavali imenom Lucifer, a u večernjem aspektu kao Hesper (oba termina su prilagođena iz grčke mitologije).

Venerini tranziti preko sunčevog diska prvi put su primećeni godine 1032. od strane persijskog astronoma Ibn Sine koji je među prvima ispravno zaključio da je Venera mnogo bliža Zemlji od Sunca.[93][94] U XII veku astronom iz Al-Andaluza Ibn Badža primetio je svojevremeno dve tamne tačke na površini Sunca koje su čitav vek kasnije označene kao tranziti Merkura i Venere.[95] Venerine tranzite takođe je proučavao i engleski astronom Džeremaja Horoks koji je zajedno sa Vilijamom Krebtrijem utvrdio tranzit Venere od 4. decembra 1639. godine.[96]

Grafički prikaz Venerinih mena. Plavi objekt je Zemlja.

Italijanski astronom Galileo Galilej je u XVII veku posmatrajući Veneru otkrio da se njen lik na nebu pojavljuje u više faza, koje je slično mesečevim menama označio kao Venerine mene. Galileo je na osnovu njenih mena pravilno zaključio i da se Venera okreće oko Sunca, a ne oko Zemlje, čime je direktno odbacio Ptolemejev geocentrični sistem.[97]

Ruski naučnik Mihail Lomonosov je 1761. godine prvi utvrdio postojanje atmosfere na Veneri.[98][99] Detaljnijim izučavanjima atmosfere ove planete baziranim na posmatranjima bavio se i nemački astronom Johan Jeronim Šreter 1790. godine. Godine 1866. američki astronom Čester Lajman utvrdio je postojanje punog prstena oko planete u fazi njene donje konjunkcije što je bio dokaz postojanja guste atmosfere kroz koju su se prelamali sunčevi zraci.[100]

Postojanje guste atmosfere dugo vremena je onemogućavalo naučnike da prostim osmatranjima utvrde tačan period rotacije Venere, pa su Šreter i Kasini pogrešno procenili taj period na 24 časa (posmatrajući prividno kretanje tačaka na površini).[101]

Površinska teleskopska osmatranja sa Zemlje[uredi | uredi izvor]

Malo toga se znalo o Veneri kao planeti pre intenzivnijih istraživanja koja su počela da se provode tokom 20. veka. Bez preciznijih uređaja bilo je gotovo nemoguće otkriti neke karakteristike površine planete i njene atmosfere, i tek otkrićem i usavršavanjem astronomske spektroskopije, radarske i tehnike posmatranja ultraljubičastog zračenja to se promenilo. Prva posmatranja UV spektra Venere vršena su tokom dvadesetih godina prošlog veka i omogućila su detaljnija osmatranja koja su bila gotovo nemoguća u vidljivom i infracrvenom delu spektra. na osnovu tih osmatranja koja je vršio američki astronom Frenk Elmor Ros i praktično je dokazano postojanje guste atmosfere obavijene gustim cirusnim oblacima.[102]

Spektroskopska osmatranja vršena sredinom prošlog veka omogućila su da se dođe do prvih konkretnih zaključaka o Venerinoj rotaciji. Američki astronom Vesto Slajfer je pokušavajući da izmeri vrednosti doplerovog efekta svetlosti sa Venere pokušao da utvrdi tačnu rotaciju, i nakon godina rada došao je do zaključka da je period rotacije Venere znatno duži nego što se ranije mislilo.[103] Kasnija istraživanja vršena pedesetih godina prošlog veka utvrdila su retrogradni karakter rotacije. Prve preciznije predstave o rotacionom periodu Venere objavljene su tokom 1960-ih kao posledica radarskih posmatranja koja su tada vršena.[104] Na osnovu radarskih osmatranja vršenih tokom sedamdesetih godina po prvi put se došlo do značajnih pomaka u proučavanju površine Venere. Osmatranja putem radio talasa iz opservatorije Aresibo utvrdila su postojanje dva izrazito snažna reflektujuća regiona na površini koji su označeni kao Alfa i Beta, a takođe je utvrđeno i postojanje svetlijih regija koje su označene kao planine, poput Maksvelove planine (što je planina viša to je na radarskom snimku svetlija, pošto radio talasi brže stižu do nje i odbijaju se nazad).[105] Ujedno to su i jedina tri geološka objekta na Veneri koja nemaju ženska imena.[106]

Istraživačke misije[uredi | uredi izvor]

Sonda Mariner 2 agencije NASA lansirana je 1962. godine

Prva robotizovana svemirska sonda upućena ka Veneri bila je sovjetska sonda Venera-1 lansirana 12. februara 1961. godine. Ujedno bila je to prva međuplanetarna sonda u istoriji istraživanja svemira. Nakon sedam dana, sonda Venera-1 je prišla Veneri na oko 100.000 km i ušla je u stabilnu heliocentričnu orbitu, a ubrzo potom došlo je do gubitka signala sa sonde (verovatno usled pregrevanja senzora koji je bio okrenut ka Suncu).[107] Sonda Venera-1 je bila deo obimnog sovjetskog istraživačkog projekta kodnog imena Program Venera, čiji je osnovni cilj bilo istraživanje planete Venere i okolnog međuplanetarnog prostora. Ka Veneri je lansirano ukupno 16 sondi u okviru ovog programa u periodu do 1983. godine.

Prva američka međuplanetarna sonda Mariner 1 lansirana je 22. jula 1962. godine, ali je nakon svega 4,53 minute po poletanju zbog kvara eksplodirala u vazduhu. Nakon početnog neuspeha već 27. avgusta iste godine ka Veneri je lansirana nova sonda Mariner 2, koja je nakon 109 dana uspešno stigla u orbitu oko Venere na visinu od oko 34.833 km iznad površine planete. Ujedno bila je to prva u celosti uspešna međuplanetarna misija. Merni uređaji na sondi Mariner-2 su izmerili ekstremno visoke temperature na površini planete, čime su i praktično potvrđeni rezultati ranijih merenja sa Zemlje.[108][109]

Sonda Venera-3 je 1. marta 1966. uspela da uđe u Venerinu atmosferu i da se prizemlji na površinu planete, čime je postala prvi objekat izgrađen ljudskim rukama koji se spustio na površinu nekog nebeskog tela. Zbog kvara na komunikacionom sistemu neposredno pre sletanja sonda nije uspela da pošalje ni jednu povratnu informaciju.[110] Već naredna sonda Venera-4 imala je više uspeha nakon što je 18. oktobra 1967. uspešno ušla u atmosferu i započela naučna merenja. Sonda je izmerila vrednosti površinskih temperatura od oko 500 °C, te udeo ugljen-dioksida u ukupnom sastavu atmosfere od skoro 95%. Kako je Venerina atmosfera znatno veće gustine nego što su inžinjeri sonde Venera-4 pretpostavljali, njeno spuštanje na površinu je trajalo znatno duže zbog čega su se baterije na uređaju gotovo istrošile i pre samog sletanja na površinu. Prema povratnim informacijama sa sonde prilikom sletanja (povratne informacije stigle nakon 93 minuta), vrednosti vazdušnog pritiska na visinama od 24,96 km iznosile su 18 bara.[110]

Svega dan kasnije pošto je sonda Venera-4 neuspešno sletela na površinu, američka sonda Mariner 5 koja je prvobitno izgrađena kao rezervna varijanta za sondu Mariner 4 koja je istraživala Mars, preletela je iznad gornjih vrhova oblaka na manje od 4.000 km.[111] Rezultati dobijeni sa sondi Venera-4 i Mariner-5 zajednički su analizirani od strane mešovitog sovjetsko-američkog istraživačkog tima.[112][113]

Tokom januara 1969. godine ka Veneri su u razmaku od pet dana upućene dve sonde Venera-5 i Venera-6 koje su u atmosferu oko planete dospele tokom 16. i 17. maja iste godine. Sonde su u tehničkom smislu bile znatno naprednije u odnosu na prethodne misije, i konstruisane su da izdrže atmosferske pritiske do 25 bara. Kako su površinski pritisci na planeti u to vreme procenjeni na vrednosti između 75 i 100 bara niko nije očekivao da će sonde preživeti spuštanje na površinu, te su obe sonde već 50 minuta nakon slanja povratnih informacija uništene usled visokih pritisaka na visinama od oko 20 km iznad površine.[110]

Istraživanja površine i atmosferskih prilika[uredi | uredi izvor]

Mesta sletanja sondi Venera-8, Venera-9, Venera-13 i Venera-14.
Orbiter Pionir Venera 1.

Sonda Venera-7 izgrađena je na način koji joj je omogućavao uspešno sletanje na površini planete uz mogućnost savlađivanja pritisaka i do 180 bara. Sonda je bila opremljena specijalnim padobranom za brzo 35-minutno sletanje. Neposredno pre sletanja sonda je dodatno ohlađena, a tokom samog sletanja koje se desilo 15. decembra 1970. godine, padobran je delimično pocepan zbog čega je sonda neplanirano udarila u površinu planete i okrenula se na bok. Sonda je odašiljala slab povratni signal sa površine tokom 23 minuta. Bila je to prva svemirska letelica koja se uspešno meko prizemljila na površinu neke planete, i prva sonda koja je slala uspešne telemetrijske podatke sa iste.[110]

Program Venera nastavljen je sa sondom Venera-8 koja je slala povratne informacije sa površine u trajanju od 50 minuta, nakon što je uspešno ušla u orbitu 22. jula 1972. godine. Prve fotografije površine Venere snimile su sonde Venera-9 (22. oktobar 1975. g.) i Venera-10 (25. oktobra 1975. g.). Obe sonde su sletele na dva potpuno različita tipa reljefa, Venera-9 na padinu od usitnjenih stena nagiba od 20°, dok se Venera-10 spustila na zaravnjenu površinu izbrazdanu jakim aluvijalnim procesima.[114]

Gotovo u isto vreme američka sonda Mariner 10 upućena ka Merkuru je prošla kraj Venere 5. februara 1974. na visini od oko 5.790 km od površine. Tom prilikom sonda je snimila preko 4.000 fotografija te planete. Međutim sve fotografije su bile gotovo neupotrebljive u vidljivom delu spektra, i tek pod ultraljubičastim svetlom ukazali su se detalji na oblacima koje je bilo nemoguće uočiti posmatranjima sa Zemlje.[115]

Američki Projekat Pionir Venera činile su dve odvojene misije, orbiter i multisonda koje su odvojeno lansirane u maju i avgustu 1978. godine.[116] Orbiter ili Pionir Venera 1 je u eliptičnu orbitu oko Venere ušao 4. decembra i tu ostao narednih 13 godina vršeći atmosferska merenja i radarsko snimanje površine. Multisonda (Pionir Venera 2) se sastojala od ukupno 4 manje sonde koje su u atmosferu ušle 9. decembra i čiji osnovni zadaci su bili merenja vezana za sastav, razmenu toplote i pojavu vetrova u atmosferi.[117] Njihov pad kroz atmosferu trajao je oko jedan sat, ali su u tom kratkom vremenu sakupljeni mnogi dragoceni podaci. Jedna od sondi je čak preživela pad do površine odakle je slala podatke još jedan sat pre nego što se praktično rastopila. Od četiri sonde, dve su ušle u atmosferu na noćnoj strani i otkrile jednu vrlo interesantnu pojavu. Na visini od oko 11 km „nebo tinja“ crvenkastim sjajem koji potiče od bezbrojnih munja koje neprestano bleskaju. Instrumenti su zabeležili i do 25 bleskova u sekundi. Način na koji nastaju sve te silne munje ostao je neobjašnjen. Njihovi odblesci mogli bi biti tajanstveno pepeljasto svetlo koje je više puta opaženo teleskopima sa Zemlje na noćnoj Venerinoj strani.

Još 4 lendera iz Programa Venera upućena su ka površini ove planete u naredne 4 godine, a sonde Venera-11 i Venera-12 su snimile postojanje jakih grmljavinskih oluja[118] dok su lenderi Venera-13 i Venera-14 (uspešno se spustili 1. i 5. maja 1982. g.) poslali prve fotografije Venerine površine u boji. Sve četiri misije su za spuštanje u gornjim delovima atmosfere koristili padobrane, kojih bi se oslobodili na visinama od oko 50 km dalje koristeći veliku gustinu atmosfere i trenje koje kretanje kroz nju proizvodi za uspešno „meko sletanje“. Obe sonde su analizirale površinske uzorke zemljišta spektrometarskom rendgenskom fluorescentnom metodom.[118] Program Venera okončan je u oktobru 1983. nakon što su sonde Venera-15 i Venera-16 ostale u orbiti oko Venere sa ciljem detaljnijeg mapiranja površinskih delova.[119]

Rezultati radarskog snimanja površine Venere sa sonde Magelan (u prilagođenoj boji).

Godine 1984. sovjetska svemirska agencija je pokrenula Program Vega čiji cilj je bilo kombinovano istraživanje planete Venere i Halejeve komete koja je prošla kroz unutrašnji deo Sunčevog sistema 1986. godine. Na putanji ka kometi sonde Vega 1 i Vega 2 su u orbitu oko Venere ispustile sondu koju su pridržavali baloni koji su projektovani tako da ravnotežno stanje postignu na visinama od oko 53 km gde su temperature i pritisci slični onima na površini Zemlje. Sonde su bile operativne narednih 46 sati i za to vreme su otkrile mnogo veće turbulentnosti u atmosferi nego što je to ranije pretpostavljano.[120][121]

Početna osmatranja planete Venere sa površine Zemlje dala su samo naslutiti eventualne forme reljefa ove planete, a do preciznijih podataka došlo se tek nakon radarskih mapiranja sa lendera i orbitera. Američka sonda Magelan, lansirana 4. maja 1989. bila je prva specijalizovana misija namenjena topografskom radarskom mapiranju površine ove planete.[24] Sonda je tokom misije koja je trajala oko četiri i po godine putem radara snimila oko 98% površine planete fotografijama visoke rezolucije i oko 95% njenog magnetnog polja.[122] Sonda je po okončanju misije 1994. poslata duboko u atmosferu Venere sa ciljem da pre uništenja izmeri njenu gustinu.[123]

Delimična snimanja Venere izvršile su i sonde Kasini-Hajgens i Galileo tokom njihovog puta ka spoljašnjim planetama.[124][125]

Aktivne i predviđene misije[uredi | uredi izvor]

Sonda MESSENGER agencije NASA na svom putu ka Merkuru u dva navrata je preletela Veneru, u oktobru 2006. i junu 2007. godine, obavivši pritom važna naučna merenja.[traži se izvor] Sonda Venera ekspres Evropske svemirske agencije uspešno je ušla u polarnu orbitu oko Venere 11. aprila 2006. godine.[126] Zadatak sonde je bilo obavljanje kompleksnih istraživanja o atmosferi i oblacima, te površinskih karakteristika, posebno temperatura. Jedno od najznačajnijih otkrića ove misije je otkriće postojanja dva veoma snažna polarna ciklonska područja iznad južnog pola Venere.[126]

Umetnički doživljaj istraživačkog modula sa stirlingovim motorom na površini Venere.[127]

Japanska svemirska agencija je u maju 2010. godine ka Veneri poslala sondu Akacuki koja tokom decembra iste godine nije uspela da uđe u orbitu oko planete[128][129][130], ali je to uspela iz drugog pokušaja. Cilj misije je snimanje površine planete pomoću infracrvenih kamera, eksperimentalno potvrđivanje munja u atmosferi i pribavljanje dokaza o vulkanskoj aktivnosti.[131]

Evropska svemirska agencija za 2018. planira lansiranje sonde BepiColombo ka Merkuru, koja bi pre nego što stigne na krajnje odredište trebalo da izvrši dva preleta iznad Venere.[132]

Agencija NASA je u okviru Programa Nove granice razmatrala slanje lendera Venus In-Situ Explorer ka Veneri čiji bi osnovni ciljevi bili proučavanje elementalnih i mineralnih strukturalnih delova regolita. U isto vreme razmatrano je i slanje posebne sonde SAGE namenjene geohemijskim ispitivanjima atmosfere i površine, ali se ubrzo odustalo od te ideje.[133]

Federalna kosmička agencija Rusije planira slanje misije Venera-D koja bi sličnim metodom kao poslednje dve sonde iz Projekta Venera vršila obimna ispitivanja atmosfere i površine Venere. Sonda bi trebalo da se u formi lendera spusti na površinu planete.[134] Od oktobra 2015. godine čelnici ruskog instituta IKI RAN vode razgovore sa čelnicima agencije NASA o zajedničkom sprovođenju ove misije.[135] Razgovori su sa kraćim prekidima zbog političkih tenzija nastavljeni i konačna odluka o instrumentima i konfiguraciji misije se očekuje do kraja maja 2017. godine. Misija će poleteti posle 2025. godine.[136]

Stručnjaci agencije NASA su u saradnji sa naučnicima sa Bostonskog univerziteta u orbitu oko Zemlje[i] 27. novembra 2013. lansirali suborbitalni raketni teleskop VeSpR (engl. Venus Spectral Rocket Experiment) čiji je osnovni zadatak da prikuplja ultraljubičasto zračenje koje se emituje sa površine Venere, sa ciljem da se otkrije istorija postojanja tekuće vode na toj planeti.[137][138]

Hronologija istraživanja Venere prema podacima agencije NASA[139]
Država Ime misije Datum lansiranja Karakteristike i rezultat Napomena
 SSSR Sputnik 7 4. februar 1961. neuspešan pokušaj
 SSSR Venera-1 12. februar 1961. sonda izgubljen kontakt sa sondom
 SAD Mariner 1 22. jul 1962. sonda neuspešno lansiranje
 SSSR Sputnik 19 25. avgust 1962. sonda neuspešan pokušaj
 SAD Mariner 2 27. avgust 1962. sonda (prelet) prvi uspešan prelet oko planete
 SSSR Sputnik 20 1. septembar 1962. neuspeo pokušaj
 SSSR Sputnik 21 12. septembar 1962. neuspeo pokušaj
 SSSR Kosmos 21 11. novembar 1963. testni let ka Veneri
 SSSR Venera 1964A 19. februar 1964. neuspešno lansiranje
 SSSR Venera 1964B 1. mart 1964. neuspešno lansiranje
 SSSR Kosmos 27 27. mart 1964. neuspešan prelet
 SSSR Zond 1 2. april 1964. sonda izgubljen kontakt
 SSSR Venera-2 12. novembar 1965. sonda izgubljen kontakt
 SSSR Venera-3 16. novembar 1965. lender izgubljen kontakt
 SSSR Kosmos 96 23. novembar 1965. lender nepoznat ishod misije
 SSSR Venera 1965A 23. novembar 1965. neuspešno lansiranje
 SSSR Venera-4 12. jun 1967. sonda
 SAD Mariner 5 14. jun 1967. prelet
 SSSR Kosmos 167 17. jun 1967. sonda pokušaj
 SSSR Venera-5 5. januar 1969. sonda
 SSSR Venera-6 10. januar 1969. sonda
 SSSR Venera-7 17. avgust 1970. lender
 SSSR Kosmos 359 22. avgust 1970. sonda pokušaj
 SSSR Venera-8 27. mart 1972. sonda
 SSSR Kosmos 482 31. mart 1972. sonda pokušaj
 SAD Mariner 10 4. novembar 1973. preletač u sklopu misije ka Merkuru
 SSSR Venera-9 8. jun 1985. orbiter i lender
 SSSR Venera-10 14. jun 1975. orbiter i lender
 SAD Pionir Venera 1 20. maj 1978. orbiter
 SAD Pionir Venera 2 8. avgust 1978. sonde
 SSSR Venera-11 9. septembar 1978. prelet i lender
 SSSR Venera-12 14. septembar 1978. prelet i lender
 SSSR Venera-13 30. oktobar 1981. prelet i lender
 SSSR Venera-4 4. novembar 1981. prelet i lender
 SSSR Venera-15 2. jun 1983. orbiter
 SSSR Venera-16 7. jun 1983. orbiter
 SSSR Vega 1 15. decembar 1984. lender i balon deo misije ka Halejevoj kometi
 SSSR Vega 2 21. decembar 1984. lender i balon isto kao Vega 1
 SAD Magelan 4. maj 1989. orbiter
 SAD Galileo 18. oktobar 1989. prelet sonda ka Jupiteru
 SAD Kasini-Hajgens 15. oktobar 1997. prelet kao Saturnov orbiter
 SAD MESSENGER 2. avgust 2004. dvostruki prelet Merkurov orbiter
Evropska unija ESA Venera ekspres 9. novembar 2005. orbiter
 Japan Akacuki 12. maj 2010. orbiter
Evropska unija ESA
 Japan		 BepiColombo oktobar 2018. dva preleta Orbiter oko planete Merkur. Izvršiće dva preleta pored Venere na svom putu ka Merkuru.
 Rusija Venera-D posle 2025. orbiter, lender

Zanimljivosti[uredi | uredi izvor]

  • Venera je jedina planeta u Sunčevom sistemu koja je ime dobila po ženskom božanstvu, dok su božanstva Geja i Tera u stvari personifikacije Zemlje u mitologiji. Ženska imena imaju i patuljaste planete Cerera, Erida i Haumea.
  • Astronomski simbol Venere (kružić sa krstićem ispod) je ujedno i simbol koji se u biologiji koristi za ženski rod.[140] U zapadnjačkoj alhemiji Venerin simbol se izjednačava za simbolom za bakar.[140]
  • Jedino područje na Veneri koje približno zadovoljava uslove života kakav je na Zemlji, nalazi se u atmosferi na visinama od oko 50 km od površine.[141]
  • Prve ideje o slanju ljudske posade na Veneru datiraju sa kraja 1960-ih godina iz vremena Programa Apolo.[142]

Vidi još[uredi | uredi izvor]

Napomene[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Pluton je otkriven 1930. i smatran je jednom od planeta Sunčevog sistema (najmanjim i najudaljenijim planetom). Nakon 2006. Pluton je označen kao patuljasta planeta.
  2. ^ Status Cerere je predmet rasprava između patuljaste planete i asteroida
  3. ^ U gornjim slojevima atmosfere Venere zabeleženo je postojanje kišnih padavina sumporne kiseline koje isparavaju na oko 25 km iznad površine planete.
  4. ^ Deuterijum, poznat i kao teški vodonik, je stabilni izotop vodonika čije atomsko jezgro sadrži po jedan proton i neutron, dok jezgro običnog vodonika ima samo jedan proton. Prirodna rasprostranjenost je 1/6.500 (na svaki atom deuterijuma dođe 6.500 atoma vodonika).
  5. ^ Pomenuta vrednost označava sferni albedo, dok je vrednost geometrijskog albeda oko 85%.
  6. ^ Planeta Venera obiće pun krug po svojoj orbiti za 224,65 zemaljskih dana, dok jednu punu rotaciju obavi za 243 zemaljska dana.
  7. ^ Astrometrijski sistem JPL Horizons odredio je vrednost prividne magnitude Venere za dan 8. decembar 2013. godine na vrednost od −4,89[77]
  8. ^ Pojmovi „inferiorna“ i „superiorna“ planeta potiču iz geocentrične kosmologije Klaudija Ptolemeja, po kojoj su „inferiornim“ planetama smatrane one planete čije su putanje uvek kolinearne sa Zemljom i Suncem, što nije slučaj sa „superiornim planetama“. U prvu grupu ubrajaju se Venera i Merkur, dok su superiornim smatrani Mars, Jupiter i Saturn. Kasnije je Nikola Kopernik odbivši geocentrični sistem, podelu na inferiorne i superiorne bazirao na udaljenosti od Sunca u odnosu na Zemlju.[80]
  9. ^ Postojanje pepeljaste svetlosti uočeno je na površinama Meseca koji se ne nalaze pod direktnim udarom sunčeve radijacije, već je ta svetlost posledica zraka reflektovanih sa zemlje na površinu Meseca.
  10. ^ Zemljina atmosfera apsorbuje najveći deo ultraljubičastog zračenja zbog čega je gotovo nemoguće vršiti UV snimanja sa površine Zemlje.

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ „Venus Fact Sheet”. NASA. Arhivirano iz originala 10. 3. 2016. g. Pristupljeno 28. 11. 2012. 
  2. ^ Mišić, Milan, ur. (2005). Enciklopedija Britanika. V-Đ. Beograd: Narodna knjiga : Politika. str. 36. ISBN 86-331-2112-3. 
  3. ^ Lopes, Gregg & Tracy 2004, str. 61.
  4. ^ 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. 
  5. ^ „Atmosphere of Venus”. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. Arhivirano iz originala 02. 04. 2019. g. Pristupljeno 29. 4. 2007. 
  6. ^ Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (16—20. 3. 1981). „Density constraints on the composition of Venus”. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. str. 1507—1516. Pristupljeno 12. 7. 2009. 
  7. ^ Faure & Mensing 2007, str. 201.
  8. ^ a b v g 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. 
  9. ^ 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. 
  10. ^ a b v g Frankel 1996 harvnb greška: više ciljeva (2×): CITEREFFrankel1996 (help)
  11. ^ Karttunen et al. 2007, str. 162.
  12. ^ „Venus also zapped by lightning”. CNN. 29. 11. 2007. Arhivirano iz originala 30. 11. 2007. g. Pristupljeno 29. 11. 2007. 
  13. ^ 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. Pristupljeno 23. 10. 2017. 
  14. ^ a b Strom, R. G.; Schaber, G. G.; Dawsow, D. D. (1994). „The global resurfacing of Venus”. Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899—10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388. 
  15. ^ 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. 
  16. ^ Hall, Shannon (2014). „Active Volcanoes on Venus?”. Sky and Telescope. Arhivirano iz originala 07. 04. 2014. g. Pristupljeno 2. 4. 2014. 
  17. ^ Herrick, R. R.; Phillips, R. J. (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. 
  18. ^ Morrison 2003.
  19. ^ 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. Pristupljeno 29. 4. 2009. 
  20. ^ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (mart 2001). „The Recent Evolution of Climate on Venus”. Icarus. 150 (1): 19—37. Bibcode:2001Icar..150...19B. doi:10.1006/icar.2000.6570. 
  21. ^ 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. 
  22. ^ Kaufmann 1994, str. 204
  23. ^ 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. str. 65. Pristupljeno 12. 7. 2009. 
  24. ^ a b Young, C., ur. (1990). The Magellan Venus Explorer's Guide (JPL Publication 90-24 izd.). California: Jet Propulsion Laboratory. 
  25. ^ 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. 
  26. ^ „USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)”. Pristupljeno 22. 10. 2009. 
  27. ^ „The Magellan Venus Explorer's Guide”. Pristupljeno 22. 10. 2009. 
  28. ^ a b v g d đ Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). „"The surface of Venus".”. Rep. Prog. Phys. 10. 66: 1699—1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  29. ^ „Clouds and atmosphere of Venus”. Pristupljeno 23. 10. 2017. 
  30. ^ a b v g d đ e ž Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D.; Mahieux, A. (2007). „A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO”. Nature. 450 (7170): 646—649. Bibcode:2007Natur.450..646B. PMID 18046397. doi:10.1038/nature05974. 
  31. ^ a b v g Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). „Venus as a more Earth-like planet”. Nature. 450 (7170): 629—632. Bibcode:2007Natur.450..629S. PMID 18046393. doi:10.1038/nature06432. 
  32. ^ Lovelock, James (1979). Gaia: A New Look at Life on Earth. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-286218-1. 
  33. ^ Grinspoon, David H.; Bullock, M. A. (oktobar 2007). „Searching for Evidence of Past Oceans on Venus”. Bulletin of the American Astronomical Society. 39: 540. Bibcode:2007DPS....39.6109G. 
  34. ^ Kasting, J. F. (1988). „Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus”. Icarus. 74 (3): 472—494. Bibcode:1988Icar...74..472K. PMID 11538226. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. 
  35. ^ Bortman, Henry (26. 8. 2004). „Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'”. Astrobiology Magazine. Pristupljeno 17. 1. 2008. 
  36. ^ a b v g d đ e ž z i j Patzold, M.; Hausler,B.; Bird, M.K.; Tellmann, S.; Mattei, R.; Asmar, S. W.; Dehant, V.; Eidel, W.; Imamura, T. (2007). „The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere”. Nature. 450 (7170): 657—660. Bibcode:2007Natur.450..657P. PMID 18046400. doi:10.1038/nature06239. 
  37. ^ Fegley, B.; et al. (1997). Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment). University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1830-2. 
  38. ^ Nave, Carl R. „The Environment of Venus”. Hyperphysics. Department of Physics and Astronomy, Georgia State University. Arhivirano iz originala 14. 2. 2008. g. Pristupljeno 23. 1. 2008. 
  39. ^ „Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles”. Shade Tree Physics. Arhivirano iz originala 5. 2. 2008. g. Pristupljeno 23. 1. 2008. 
  40. ^ Cockell, C. S. (decembar 1999). „Life on Venus”. Planetary and Space Science. 47 (12): 1487—1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. 
  41. ^ „{title}”. Arhivirano iz originala 7. 8. 2007. g. Pristupljeno 23. 4. 2014.  :: Astrobiology Magazine
  42. ^ Geoffrey A. Landis „{title}” (PDF). Arhivirano iz originala (PDF) 7. 8. 2011. g. Pristupljeno 23. 4. 2014. 
  43. ^ a b v Markiewicz, W.J.; Titov, D.V.; Limaye, S.S.; Keller, H. U.; Ignatiev, N.; Jaumann, R.; Thomas, N.; Michalik, H.; Moissl, R. (2007). „Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus”. Nature. 450 (7170): 633—636. Bibcode:2007Natur.450..633M. PMID 18046394. doi:10.1038/nature06320. 
  44. ^ Landis, Geoffrey A.; Colozza, Anthony; LaMarre, Christopher M. „Atmospheric Flight on Venus” (PDF). Proceedings. 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics. Reno, Nevada, January 14–17, 2002. str. IAC—02—Q.4.2.03, AIAA—2002—0819, AIAA0. Arhivirano iz originala (PDF) 16. 10. 2011. g. Pristupljeno 25. 4. 2014. 
  45. ^ Moshkin, B.E.; Ekonomov, A.P.; Golovin Iu.M. (1979). „Dust on the surface of Venus”. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17: 280—285. Bibcode:1979KosIs..17..280M. 
  46. ^ Ove vrednosti odgovaraju onima iznad polova, dok je najtanja u područjima oko ekvatora (65 do 67 km).
  47. ^ a b Drossart, P.; Piccioni, G.; Gerard, G.C.; Lopez-Valverde, M. A.; Sanchez-Lavega, A.; Zasova, L.; Hueso, R.; Taylor, F. W.; Bézard, B. (2007). „A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express”. Nature. 450 (7170): 641—645. Bibcode:2007Natur.450..641D. PMID 18046396. doi:10.1038/nature06140. 
  48. ^ Carpenter, Jennifer (7. 10. 2011). „Venus springs ozone layer surprise”. BBC. Pristupljeno 8. 10. 2011. 
  49. ^ Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W.; Brynsvold, R.R.; Eich, C.J.; Knudsen, W.C.; Miller, K.L.; et al. (novembar 1984). „Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study”. Icarus. 60 (2): 317—326. Bibcode:1984Icar...60..317W. doi:10.1016/0019-1035(84)90192-1. 
  50. ^ a b v g d Russell, C.T. (1993). „Planetary Magnetospheres”. Rep. Prog. Phys. 56 (6): 687—732. Bibcode:1993RPPh...56..687R. doi:10.1088/0034-4885/56/6/001. 
  51. ^ a b v g d Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; Auster, H.-U.; Carr, C.; Russell, C. T.; Barabash, S.; Balikhin, M.; Kudela, K. (2007). „Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum”. Nature. 450 (7170): 654—656. Bibcode:2007Natur.450..654Z. PMID 18046399. doi:10.1038/nature06026. 
  52. ^ Krasnopolsky, V.A.; Parshev V.A. (1981). „Chemical composition of the atmosphere of Venus”. Nature. 292 (5824): 610—613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0. 
  53. ^ Landis, Geoffrey A. (2001). „Exploring Venus by Solar Airplane”. AIP Conference Proceedings. American Institute of Physics. 522: 16—18. Bibcode:2001AIPC..552...16L. doi:10.1063/1.1357898. 
  54. ^ „Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express”. Venus Today. 12. 7. 2006. Arhivirano iz originala 28. 9. 2007. g. Pristupljeno 17. 1. 2007. 
  55. ^ Koehler, H. W. (1982). „Results of the Venus sondes Venera 13 and 14”. Sterne und Weltraum. 21: 282. Bibcode:1982S&W....21..282K. 
  56. ^ „Planet Venus: Earth's 'evil twin'”. BBC News. 7. 11. 2005. 
  57. ^ „The Environment of Venus”. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Pristupljeno 6. 4. 2014. 
  58. ^ a b Russell, C.T.; Zhang, T.L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (2007). „Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere”. Nature. 450 (7170): 661—662. Bibcode:2007Natur.450..661R. PMID 18046401. doi:10.1038/nature05930. 
  59. ^ „Experts puzzled by spot on Venus”. BBC News. 1. 8. 2009. 
  60. ^ a b Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; Lundin, R.; Russell, C. T.; Futaana, Y.; Zhang, T. L.; Andersson, H.; Brinkfeldt, K. (2007). „The loss of ions from Venus through the plasma wake”. Nature. 450 (7170): 650—653. Bibcode:2007Natur.450..650B. PMID 18046398. doi:10.1038/nature06434. 
  61. ^ 2004 Venus Transit information page, Venus Earth and Mars, NASA.
  62. ^ a b v g Williams, David R. (15 April 2005). "Venus Fact Sheet" Arhivirano na sajtu Wayback Machine (8. mart 2016). NASA. Pristupljeno 2007-10-12.
  63. ^ „Venus Close Approaches to Earth as predicted by Solex 11”. Arhivirano iz originala 9. 8. 2012. g. Pristupljeno 19. 3. 2009. 
  64. ^ Bakich 2000, str. 50.
  65. ^ „Could Venus be shifting gear?”. European Space Agency. 10. 2. 2012. Pristupljeno 19. 8. 2012. 
  66. ^ a b „Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars”. Planetary Society. Pristupljeno 12. 4. 2007. 
  67. ^ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; de Surgy, Olivier Néron (maj 2003). „Long-term evolution of the spin of Venus I. theory” (PDF). Icarus. 163 (1): 1—23. Bibcode:2003Icar..163....1C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3. 
  68. ^ Correia, A. C. M.; Laskar, J. (2003). „Long-term evolution of the spin of Venus: II. numerical simulations” (PDF). Icarus. 163 (1): 24—45. Bibcode:2003Icar..163...24C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5. 
  69. ^ Gold, T.; Soter, S. (1969). „Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus”. Icarus. 11 (3): 356—366. Bibcode:1969Icar...11..356G. doi:10.1016/0019-1035(69)90068-2. 
  70. ^ Shapiro, I. I.; Campbell, D. B.; de Campli, W. M. (jun 1979). „Nonresonance rotation of Venus”. Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. 230: L123—L126. Bibcode:1979ApJ...230L.123S. doi:10.1086/182975. 
  71. ^ a b Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (jul 2009). „A survey for satellites of Venus”. Icarus. 202 (1): 12—16. Bibcode:2009Icar..202...12S. arXiv:0906.2781 Slobodan pristup. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.008. 
  72. ^ Mikkola, S.; Brasser, R.; Wiegert, P.; Innanen, K. (jul 2004). „Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L63. Bibcode:2004MNRAS.351L..63M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x. 
  73. ^ de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. (novembar 2012). „On the dynamical evolution of 2002 VE68”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 728. Bibcode:2012MNRAS.427..728D. arXiv:1208.4444 Slobodan pristup. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21936.x. 
  74. ^ de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. „Asteroid 2012 XE133, a transient companion to Venus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (2): 886—893. Bibcode:2013MNRAS.432..886D. arXiv:1303.3705 Slobodan pristup. doi:10.1093/mnras/stt454. 
  75. ^ Musser, George (10. 10. 2006). „Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon”. Scientific American. Pristupljeno 5. 12. 2011. 
  76. ^ Tytell, David (10. 10. 2006). „Why Doesn't Venus Have a Moon?”. SkyandTelescope.com. Arhivirano iz originala 30. 5. 2012. g. Pristupljeno 3. 8. 2007. 
  77. ^ a b „HORIZONS Web-Interface for Venus (Major Body=299)”. JPL Horizons On-Line Ephemeris System. 2006-Feb-27 (GEOPHYSICAL DATA). Pristupljeno 28. 11. 2010.  Proverite vrednost paramet(a)ra za datum: |date= (pomoć)
  78. ^ Mallama, A. (2011). „Planetary magnitudes”. Sky and Telescope. 121 (1): 51—56. .
  79. ^ Flanders, Tony (25. 2. 2011). „See Venus in Broad Daylight!”. Sky & Telescope. Arhivirano iz originala 11. 09. 2012. g. Pristupljeno 03. 05. 2014. 
  80. ^ Lakatos, Worrall & Currie 1980, str. 186.
  81. ^ a b Espenak, Fred (1996). „Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006”. NASA Reference Publication 1349. NASA/Goddard Space Flight Center. Pristupljeno 20. 6. 2006. 
  82. ^ Rečnik srpskoga jezika. Novi Sad: Matica srpska. 2011. str. 136. 
  83. ^ Rečnik srpskoga jezika. Novi Sad: Matica srpska. 2011. str. 232. 
  84. ^ Krystek, Lee. „Natural Identified Flying Objects”. The Unngatural Museum. Pristupljeno 20. 6. 2006. 
  85. ^ Anon. „Transit of Venus”. History. University of Central Lancashire. Arhivirano iz originala 6. 2. 2004. g. Pristupljeno 14. 5. 2012. 
  86. ^ Espenak, Fred (2004). „Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE”. Transits of the Sun. NASA. Pristupljeno 14. 5. 2009. 
  87. ^ Kollerstrom, Nicholas (1998). „Horrocks and the Dawn of British Astronomy”. University College London. Pristupljeno 11. 5. 2012. 
  88. ^ Hornsby, T. (1771). „The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769”. Philosophical Transactions of the Royal Society. 61 (0): 574—579. doi:10.1098/rstl.1771.0054. 
  89. ^ Woolley, Richard (1969). „Captain Cook and the Transit of Venus of 1769”. Notes and Records of the Royal Society of London. 24 (1): 19—32. ISSN 0035-9149. JSTOR 530738. doi:10.1098/rsnr.1969.0004. 
  90. ^ Baum, R. M. (2000). „The enigmatic ashen light of Venus: an overview”. Journal of the British Astronomical Association. 110: 325. Bibcode:2000JBAA..110..325B. 
  91. ^ Waerden 1974, str. 56.
  92. ^ Pliny the Elder (1991). Natural History II:36–37. translated by John F. Healy. Harmondsworth, Middlesex, UK: Penguin. str. 15—16. 
  93. ^ Goldstein, Bernard R. (mart 1972). „Theory and Observation in Medieval Astronomy”. Isis journal. University of Chicago Press. 63 (1): 39-47[44]. doi:10.1086/350839. 
  94. ^ Ragep, Sally P. (2007). „Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā”. Ur.: Hockey, Thomas. The Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer Science+Business Media. str. 570—572. 
  95. ^ S. M. Razaullah Ansari (2002). History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997. Springer Science+Business Media. str. 137. ISBN 978-1-4020-0657-9. 
  96. ^ Kollerstrom, Nicholas (2004). „William Crabtree's Venus transit observation” (PDF). Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004. International Astronomical Union. Pristupljeno 10. 5. 2012. 
  97. ^ Anonymous. „Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics”. Astronomy 161; The Solar System. Department Physics & Astronomy, University of Tennessee. Pristupljeno 20. 6. 2006. 
  98. ^ Marov, Mikhail Ya. (2004). D.W. Kurtz, ur. Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit. Proceedings of IAU Colloquium No. 196. Preston, U.K.: Cambridge University Press. str. 209—219. doi:10.1017/S1743921305001390. 
  99. ^ „Mikhail Vasilyevich Lomonosov”. Britannica online encyclopedia. Encyclopædia Britannica, Inc. Pristupljeno 12. 7. 2009. 
  100. ^ Russell, H. N. (1899). „The Atmosphere of Venus”. Astrophysical Journal. 9: 284—299. Bibcode:1899ApJ.....9..284R. doi:10.1086/140593. 
  101. ^ Hussey, T. (1832). „On the Rotation of Venus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2: 78—126. Bibcode:1832MNRAS...2...78H. 
  102. ^ Ross, F. E. (1928). „Photographs of Venus”. Astrophysical Journal. 68–92: 57. Bibcode:1928ApJ....68...57R. doi:10.1086/143130. 
  103. ^ Slipher, V. M. (1903). „A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus”. Astronomische Nachrichten. 163 (3–4): 35. Bibcode:1903AN....163...35S. doi:10.1002/asna.19031630303. 
  104. ^ Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). „Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements”. Science. 139 (3558): 910—911. Bibcode:1963Sci...139..910G. PMID 17743054. doi:10.1126/science.139.3558.910. 
  105. ^ Campbell, D. B.; Dyce, R. B.; Pettengill, H G.. (1976). „New radar image of Venus”. Science. 193 (4258): 1123—1124. Bibcode:1976Sci...193.1123C. PMID 17792750. doi:10.1126/science.193.4258.1123. 
  106. ^ Young, Carolynn (avgust 1990). „Chapter 8, What's in a Name?”. The Magellan Venus Explorer's Guide. NASA/JPL. Pristupljeno 21. 7. 2009. 
  107. ^ Mitchell, Don (2003). „Inventing The Interplanetary Probe”. The Soviet Exploration of Venus. Pristupljeno 27. 12. 2007. 
  108. ^ Mayer, McCullough, and Sloanaker; McCullough; Sloanaker (januar 1958). „Observations of Venus at 3.15-cm Wave Length”. Astrophysical Journal. The Astrophysical Journal. 127: 1. Bibcode:1958ApJ...127....1M. doi:10.1086/146433. 
  109. ^ Jet Propulsion Laboratory (1962). „Mariner-Venus 1962 Final Project Report” (PDF). SP-59. NASA. 
  110. ^ a b v g Mitchell, Don (2003). „Plumbing the Atmosphere of Venus”. The Soviet Exploration of Venus. Pristupljeno 27. 12. 2007. 
  111. ^ Eshleman, V.; Fjeldbo, G.; Eshleman (1969). „The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment” (PDF). Radio Science. SU-SEL-69-003. NASA. 4 (10): 879. Bibcode:1969RaSc....4..879F. doi:10.1029/RS004i010p00879. 
  112. ^ „Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII”. Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium. Prague, Czechoslovakia: National Academy of Sciences. 11—24. 5. 1969. str. 94. 
  113. ^ Sagdeev, Roald; Eisenhower, Susan (28. 5. 2008). „United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War”. Arhivirano iz originala 25. 12. 2018. g. Pristupljeno 19. 7. 2009. 
  114. ^ Mitchell, Don (2003). „First Pictures of the Surface of Venus”. The Soviet Exploration of Venus. Pristupljeno 27. 12. 2007. 
  115. ^ Dunne, J.; Burgess, E. (1978). „The Voyage of Mariner 10” (PDF). SP-424. NASA. Pristupljeno 12. 7. 2009. 
  116. ^ Colin, L.; Hall, C. (1977). „The Pioneer Venus Program”. Space Science Reviews. 20 (3): 283—306. Bibcode:1977SSRv...20..283C. doi:10.1007/BF02186467. 
  117. ^ Williams, David R. (6. 1. 2005). „Pioneer Venus Project Information”. NASA Goddard Space Flight Center. Arhivirano iz originala 19. 11. 2017. g. Pristupljeno 23. 10. 2017. 
  118. ^ a b Mitchell, Don (2003). „Drilling into the Surface of Venus”. The Soviet Exploration of Venus. Pristupljeno 27. 12. 2007. 
  119. ^ Greeley & Batson 2007, str. 47
  120. ^ Linkin, V.; Blamont, J.; Preston, R. (1985). „The Vega Venus Balloon experiment”. Bulletin of the American Astronomical Society. 17: 722. Bibcode:1985BAAS...17..722L. 
  121. ^ Sagdeev, R. Z.; Linkin, V. M.; Blamont, J. E.; Preston, R. A. (1986). „The VEGA Venus Balloon Experiment”. Science. 231 (4744): 1407—1408. Bibcode:1986Sci...231.1407S. JSTOR 1696342. PMID 17748079. doi:10.1126/science.231.4744.1407. 
  122. ^ Lyons, Daniel T.; Saunders, R. Stephen; Griffith, Douglas G. (May—June 1995). „The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations”. Acta Astronautica. 35 (9–11): 669—676. doi:10.1016/0094-5765(95)00032-U.  Proverite vrednost paramet(a)ra za datum: |date= (pomoć)
  123. ^ „Magellan begins termination activities”. JPL Universe. 9. 9. 1994. Pristupljeno 30. 7. 2009. 
  124. ^ Van Pelt, Michel (2006). Space invaders: how robotic spacecraft explore the Solar System. Springer. str. 186-189. ISBN 978-0-387-33232-1. 
  125. ^ Davis, Holland & Turekian 2005, str. 489
  126. ^ a b „Venus Express”. ESA Portal. European Space Agency. Pristupljeno 9. 2. 2008. 
  127. ^ G. A. Landis, "Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus", paper IAC-04-Q.2.A.08, Acta Astronautica, Vol. 59, 7, 517–580 (October 2006). See animation
  128. ^ „Japan's Venus Probe Fails to Enter Orbit”. ABC News. Pristupljeno 8. 12. 2010. 
  129. ^ „Akatsuki Mission statement”. The Planetary Society. Pristupljeno 23. 10. 2017. 
  130. ^ Cyranoski, David (14. 12. 2010). „Venus miss is a setback for Japanese programme”. Nature. Pristupljeno 21. 12. 2010. 
  131. ^ „Venus Climate Orbiter "PLANET-C"”. JAXA. Arhivirano iz originala 11. 04. 2012. g. Pristupljeno 9. 2. 2008. 
  132. ^ „BepiColombo”. ESA Spacecraft Operations. Pristupljeno 9. 2. 2008. 
  133. ^ „New Frontiers missions 2009”. NASA. Arhivirano iz originala 06. 04. 2012. g. Pristupljeno 9. 12. 2011. 
  134. ^ „Atmospheric Flight on Venus”. NASA Glenn Research Center Technical Reports. Arhivirano iz originala 20. 7. 2011. g. Pristupljeno 18. 9. 2008. 
  135. ^ Clark, Stephen (12. 11. 2015). „U.S.-Russian talks on Venus mission resume” (na jeziku: (jezik: engleski)). Spaceflightnow.com. Pristupljeno 13. 11. 2015. 
  136. ^ Wall, Mike. „Russia, US Mulling Joint Mission to Venus”. Space.com. Pristupljeno 17. 1. 2017. 
  137. ^ „NASA's VeSpR rocket to probe Venus' atmosphere”. ANI. Z News. 26. 11. 2013. Pristupljeno 27. 11. 2013. 
  138. ^ „Project VeSpR Homepage”. Center for Space Physics - Boston University. Boston University. 26. 11. 2013. Pristupljeno 27. 11. 2013. 
  139. ^ „Venus Exploration Timeline”. nssdc.gsfc.nasa.gov. 
  140. ^ a b Stearn, William (maj 1968). „The Origin of the Male and Female Symbols of Biology”. Taxon. 11 (4): 109—113. JSTOR 1217734. doi:10.2307/1217734. 
  141. ^ Landis, Geoffrey A. (2003). „Colonization of Venus”. AIP Conference Proceedings. 654. str. 1193—1198. doi:10.1063/1.1541418. Arhivirano iz originala 11. 7. 2012. g. Pristupljeno 28. 8. 2018. 
  142. ^ Feldman, M. S.; Ferrara, L. A.; Havenstein, P. L.; Volonte, J. E.; Whipple, P. H. (1967). Manned Venus Flyby, February 1, 1967 (PDF). Bellcomm, Inc. Arhivirano iz originala (PDF) 03. 12. 2013. g. Pristupljeno 05. 05. 2014. 

Literatura[uredi | uredi izvor]

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]

Kartografski izvori[uredi | uredi izvor]

Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Венера&oldid=27549172”