Venera

Uredi povezave
Iz Wikipedije, proste enciklopedije
(Preusmerjeno s strani Venera (planet) )
Venera ♀
Retu?irana slika Venere sonde Mariner 10
Oznake
Pridevniki Venerin
Zna?ilnosti tira
Epoha : J2000
Srednji polmer orbite
108.208.926 km
0,723 331 99 a.e.
Obseg tira
680,000,000 km
4,545 a.e.
Izsrednost 0,006 773 23
224,700 69 d
(0,615 197 0 a )
583,92 d
35,020 km/s
35,259 km/s
34,784 km/s
Naklon tira 3,394 71 °
(3,86° glede na Son?ev ekvator)
76,680 69°
54,852 29°
Znani Sateliti 0
Fizikalne zna?ilnosti
12103,7 km
(0,949 Zemljinega )
4,60 × 10 8 m 2
(0,902 Zemljine)
Prostornina 9,28 × 10 11 km 3
(0,857 Zemljine)
Masa 4,8685 × 10 24 kg
(0,815 Zemljine )
Srednja gostota
5,204 g/cm 3
8,87 m/s 2
(0,904 g )
10,36 km/s
Siderska vrtilna doba
? 243,0185 d
Hitrost vrtenja na ekvatorju
6,52 km/h (na ekvatorju)
2,64°
Rektascenzija severnega pola
272,76° (18 h 11 min 2 s) [1]
Deklinacija severnega pola
67,16°
Albedo 0,65
Povr?inska temp. min srednja max
na povr?ini 228 K
(-45 °C) 		737 K
(463 °C) 		773 K
(500 °C)
Atmosfera
Povr?inski tlak
9,2 MPa
Sestava
Za druge pomene glej Venera (razlo?itev) .

Venera (tudi Danica ali Ve?ernica ) je notranji , drugi planet od Sonca v Oson?ju . Po Zemljini Luni je drugi najsvetlej?i objekt na no?nem nebu, navidezni sij dose?e -4,6. Ker je Venera notranji planet , se iz gledi??a Zemlje nikoli ne oddalji preve? od Sonca, elongacija dose?e najve? 47,8°. Venera dose?e svojo najve?jo svetlost malo pred son?nim vzhodom ali malo po son?nem zahodu, zato je v?asih imenovana (zvezda) ≫danica≪ (≫jutranjica≪) ali ≫ve?ernica≪. Kadar je vidna, je najsvetlej?a to?ka na nebu in jo znajo nekateri zamenjevati z zvezdo .

Je zemeljski planet , po velikosti in obsegu zelo podoben Zemlji . Zaradi teh podobnosti ga v?asih imenujejo Zemljin ≫sestrski planet≪. Je edini planet v oson?ju, ki se vrti v vzvratno smer . Znanstveniki domnevajo, da je tako zaradi trka z asteroidom v ?asu nastajanja. Planet je pokrit z neprozorno plastjo ble??e?ih oblakov , zato njegovo povr?je iz vesolja ni vidno v vidni svetlobi. Venera je bila predmet mnogih vpra?anj, dokler planetarna znanost v 20. stoletju ni odkrila nekaj njenih skrivnosti. Venera ima od vseh zemeljskih planetov najgostej?o atmosfero, ki je sestavljena ve?inoma iz ogljikovega dioksida , zra?ni tlak na povr?ini pa je 90-krat ve?ji kot na Zemlji.

Venerino povr?je je bilo podrobneje kartografirano ?ele v zadnjih 20 letih. Na njem je mo? najti dokaze obse?nega ognjeni?kega delovanja , nekateri ognjeniki pa so mogo?e aktivni ?e danes. V nasprotju s stalnim gibanjem skorje na Zemlji pa Venera najverjetneje do?ivlja ob?asna obdobja premikanja plo?? , kjer se skorja hitro podriva v nekaj milijonih let, lo?ena s stabilnimi obdobji, trajajo?imi ve? sto milijonov let.

Planet se imenuje po rimski boginji ljubezni Veneri . Tudi ve?ina povr?inskih zna?ilnosti je imenovanih po znamenitih in mitolo?kih ?enskah.

Fizikalne zna?ilnosti [ uredi | uredi kodo ]

Venera je eden od ?tirih zemeljskih planetov , kar pomeni, da je, podobno kot Zemlja , skalnato telo. Njena masa in velikost sta zelo podobna Zemljini, zato se pogosto opisuje kot njena ≫dvoj?ica≪. Premer Venere je le 650 km manj?i od Zemljinega, masa pa je 80 % Zemljine. Vendar pa so razmere na Venerinem povr?ju popolnoma druga?ne kot na Zemljinem zaradi goste atmosfere iz ogljikovega dioksida .

Notranja zgradba [ uredi | uredi kodo ]

Precej malo je znanega o Venerini notranji zgradbi, vendar pa ima podobno kot drugi zemeljski planeti jedro , pla?? in skorjo . Njena skorja naj bi bila nekoliko debelej?a od Zemljine, jedro pa nekoliko ve?je. Jedro je verjetno v teko?em stanju, tako kot Zemljino. Tudi na Veneri naj bi se tokovi magme dvigali skozi pla?? blizu meje pla??a z jedrom. Ti tokovi se nato prebijejo skozi skorjo in nastanejo ognjeniki . [2]

Geografija [ uredi | uredi kodo ]

Pribli?no 80 % Venerine povr?ine sestavljajo ognjeni?ke ravnine. Dva vi?ja ≫kontinenta≪ zavzemata preostanek povr?ine. Prvi v velikosti Avstralije le?i na severni polobli, drugi pa nekoliko ju?neje od ekvatorja. Severni kontinent se imenuje Ishtar Terra po babilonski boginji ljubezni I?tar . Tu le?i tudi najvi?ja gora na Veneri, Maxwell Montes , katere vrh je 11 km nad Venerino povpre?no vi?ino povr?ja. Ju?ni kontinent se imenuje Aphrodite Terra po gr?ki boginji ljubezni Afroditi , je pa velikosti Ju?ne Amerike . Ve?ina kontinenta je prepredena z mre?o razpok in prelomov. [3]

Poleg udarnih kraterjev , gora in dolin , ki se nahajajo na vseh kamnitih planetih, ima Venera tudi ?tevilne svoje zna?ilnosti. Ene od teh so ploske ognjeni?ke zna?ilnosti z imenom farra in izgledajo podobne pala?inkam. Velike so med 20 in 50 km ter visoke med 100 in 1000 m. Druge zna?ilnosti predstavljajo sistemi razpok zvezdaste oblike, imenovane novae , zna?ilnosti z radialnimi in koncentri?nimi razpokami, podobne pajkovim mre?am, imenovane arachnoid , ter coronae , kro?ni obro?i ali razpoke, v?asih obkro?ene z depresijo. Vse te zna?ilnosti so ognjeni?kega izvora. [4]

Skoraj vse Venerine povr?inske zna?ilnosti so imenovane po zgodovinskih in mitolo?kih ?enskah. [5] Edina izjema sta Maxwell Montes, imenovane po Jamesu Clerku Maxwellu ter dve visoki podro?ji Alpha Regio in Beta Regio. Te tri zna?ilnosti so bile imenovane pred uveljavitvijo trenutnega sistema Mednarodne astronomske zveze , ki bdi nad planetarno nomenklaturo. [6]

Geologija povr?ja [ uredi | uredi kodo ]

Zemljevid Venere, ki prikazuje dvignjene ≫kontinente≪ v rumeni barvi: Ishtar Terra je na vrhu, Aphrodite Terra pa malo pod ekvatorjem na desni

Ve?ji del Venerine povr?ine ka?e na oblikovanje z ognjeni?kimi procesi. Venera ima nekajkrat ve? ognjenikov kot Zemlja, od tega vsaj 167 velikih ognjenikov, ki imajo v premeru vsaj 100 km. Edini tako velik ognjeni?ki kompleks na Zemlji je havajski Veliki otok . To je zaradi tega, ker je Venerina skorja precej starej?a od Zemljine, saj se Zemljina skorja neprestano obnavlja s podrivanjem na robovih tektonskih plo?? in ima povpre?no starost 100 milijonov let, Venerino povr?je pa ima povpre?no starost pribli?no 500 milijonov let. [4]

Za potekajo?o ognjeni?ko dejavnost na Veneri obstaja ve? dokazov. Med ruskim programom Venera sta sondi Venera 11 in Venera 12 zaznali stalen tok strel , Venera 12 pa je kmalu po pristanku posnela mo?an grom. Strele na Zemlji poganjajo padavine, teh pa na Veneri ni. Ena od mo?nosti je ustvarjanje strel iz pepela zaradi ognjeni?kih aktivnosti. Drug zanimiv dokaz so meritve ?veplovega dioksida v atmosferi, katerega raven se je med letoma 1978 in 1986 zmanj?ala kar za desetkrat. To bi lahko pomenilo, da se bile stopnje predhodno zvi?ane zaradi velikega ognjeni?kega izbruha. [7]

Notranja struktura Venere - skorja (zunanji sloj), pla?? (srednji sloj) in jedrom (rumena notranja plast)
Udarni kraterji na povr?ini Venere

Na Veneri je skoraj 1000 udarnih kraterjev, ki so bolj ali manj enakomerno razporejeni po njeni povr?ini. Na drugih krateriziranih telesih, kot sta Zemlja in Luna, kraterji prikazujejo stanje erozije, s tem pa neprekinjen proces degradacije. Na Luni se degradacija odvija z nadaljnjimi udarci, na Zemlji pa z erozijo vetra in vode. Na Veneri pa je pribli?no 85 % kraterjev v prvotni obliki. ?tevilo kraterjev in njihovo dobro ohranjeno stanje ka?e, da je pred okoli 500 milijoni let pri?lo do popolne preureditve povr?ine. [8] Zemljina skorja je v neprestanem gibanju, na Veneri pa ta proces najverjetneje ni mogo?. Brez tektonike plo?? , s katero se spro??a toplota iz pla??a planeta, se na Veneri dogaja cikli?en proces, kjer temperatura pla??a nara??a do kriti?ne to?ke, ko skorja popusti. Nato v obdobju okoli 100 milijonov let pride do obse?nega podrivanja, pri tem pa se skorja popolnoma reciklira. [4]

Venerini kraterji merijo med 3 in 280 km v premeru. Kraterjev, manj?ih od 3 km, na Veneri ni zaradi u?inka goste atmosfere na vstopajo?e objekte. Objekti s premajhno kineti?no energijo so v atmosferi tako upo?asnjeni, da ne ustvarijo udarnega kraterja. [9]

Atmosfera [ uredi | uredi kodo ]

Venera ima zelo gosto atmosfero , ki je sestavljena ve?inoma iz ogljikovega dioksida in majhnega dele?a du?ika . Pritisk na povr?ini planeta je pribli?no 90-krat ve?ji od pritiska na Zemljini povr?ini, kar je enakovredno pritisku v globini Zemljinega morja na globini 1 kilometer. Zaradi velike koli?ine ogljikovega dioksida v atmosferi je na Veneri velik u?inek tople grede , ki dvigne temperaturo preko 400 °C. Zato je Venerino povr?je bolj vro?e od povr?ine Merkurja , ?eprav je Venera skoraj dvakrat bolj oddaljena od Sonca in prejme samo 25 % son?nega obsevanja .

Struktura oblakov v Venerini atmosferi, ugotovljena z ultravijoli?nimi opazovanji

?tudije ka?ejo, da je bila Venerina atmosfera pred nekaj milijardami leti precej bolj podobna Zemljinemu ozra?ju , na njeni povr?ini pa so verjetno obstajale ve?je koli?ine teko?e vode . Pobezljani u?inek tople grede je kasneje povzro?il izparitev prvotne vode, kar je ustvarilo kriti?ne ravni toplogrednih plinov v Venerini atmosferi. [10] Venera je tako ekstremen primer klimatske spremembe , zato je uporabno orodje za ?tudije klimatskih sprememb.

Specifi?na toplota pri stalni prostornini in prenos toplote z vetrovi v spodnji atmosferi imata za posledico, da se temperatura Venerinega povr?ja bistveno ne spremeni med dnevno in no?no stranjo, ?eprav je vrtenje Venere okrog svoje osi zelo po?asno. Vetrovi na povr?ini so ?ibki in dosegajo nekaj kilometrov na uro, vendar pa zaradi visoke gostote atmosfere predstavljajo znatno silo, zato prena?ajo prah in majhne kamne po povr?ju. [11]

Nad gosto plastjo CO 2 se nahajajo debeli oblaki, sestavljeni ve?inoma iz ?veplovega dioksida in ?veplove kisline . [12] Ti oblaki odbijajo pribli?no 60 % son?ne svetlobe nazaj v vesolje, zato neposredna opazovanja Venerinega povr?ja v vidni svetlobi niso mo?na. Trajno obla?no pokrivalo pomeni, da Venerino povr?je kljub bli?ini Sonca ni dobro ogrevano ali osvetljeno. ?e na Veneri ne bi bilo u?inka tople grede, bi bila temperatura na povr?ini planeta precej podobna temperaturi na Zemlji. Mo?ni vetrovi s hitrostjo 300 km/h na vrhovih oblakov obkro?ijo planet v ?tirih ali petih zemeljskih dneh. [13]

Magnetno polje [ uredi | uredi kodo ]

Zemlja ima mo?no magnetno polje , ki odbija son?ni veter in prepre?uje njegov neposreden stik z ozra?jem. Venera pa ima samo zelo ?ibko globalno magnetno polje mo?i pribli?no 0,1 % Zemljinega, kar je premalo za odbijanje son?nega vetra. [14] . ?ibkost magnetnega polja naj bi bila zaradi zelo po?asnega vrtenja Venere okrog svoje osi, ki ni dovolj velika, da bi ustvarila u?inek dinama .

Tirnica in vrtenje okrog osi [ uredi | uredi kodo ]

Venera obkro?a Sonce na povpre?ni oddaljenosti pribli?no 106 milijonov kilometrov, tirnico pa zaklju?i na 224,7 dni. ?eprav so vse planetne tirnice elipti?ne , je Venerina ?e najbolj podobna kro?nici , saj ima izsrednost manj?o od enega odstotka. Ko se Venera nahaja med Zemljo in Soncem v polo?aju, imenovanem notranja konjunkcija , je takrat najbli?je Zemlji od vseh planetov, saj oddaljenost zna?a pribli?no 40 milijonov km. Venera pride v notranjo konjunkcijo vsakih 584 dni.

Venera se okrog svoje osi zavrti vsakih 243 zemeljskih dni, kar je najpo?asnej?a vrtilna doba od vseh planetov. Na ekvatorju se Venerino povr?je vrti s hitrostjo 6,5 km/h, Zemljino pa pribli?no 1600 km/h. Za opazovalca na povr?ini Venere bi Sonce vz?lo na zahodu in za?lo na vzhodu vsake 116,75 dni. Zato Venerino leto traja 1,92 Venerinih dni.

?e gledamo iznad Son?evega severnega te?aja, se vsi planeti gibljejo v smeri, nasprotni urinemu kazalcu. Tudi vsi planeti se okrog svoje osi vrtijo v enaki smeri, razen Venere, ki se giblje v vzvratni smeri . Zakaj se Venera tako po?asi vrti in ?e to v vzvratni smeri, je bilo to dolgo uganka za znanstvenike. Ko se je Venera izoblikovala iz solarne meglice , je morala imeti Venera precej hitrej?e gibanje in to v pravi smeri, izra?uni pa so pokazali, da so preko ve? milijard let plimni u?inki na gosto atmosfero zaustavili prvotno vrtenje na dana?nje vrednosti. [15]

Zanimivo pri Venerini tirnici in vrtilni dobi je to, da je 584-dnevni interval med najbli?jimi sre?anji Zemlje in Venere skoraj natan?no enak petim Venerinim solarnim dnevom. Ali je to razmerje naklju?no ali pa zaradi morebitnega medsebojnega plimnega delovanja z Zemljo, ni znano. [16]

Opazovanja [ uredi | uredi kodo ]

Venera je vedno svetlej?a od najsvetlej?ih zvezd, saj je njen navidezni sij med -3,8 in -4,6. To je dovolj svetlo, da je mo?no Venero videti celo sredi dneva, zlahka pa je planet videti, ko je Sonce nizko nad obzorjem. Ker je Venera notranji planet , le?i vedno znotraj kota 47° od Sonca . [17]

Venera med obkro?anjem Sonca ≫prehiti≪ Zemljo vsakih 584 dni. Tako iz ≫Ve?ernice≪, vidne po son?nem zahodu postane ≫Danica≪, vidna pred son?nim vzhodom. Merkur , drugi od obeh notranjih planetov, dose?e najve?jo elongacijo le 28° in ga je zato v mraku te?ko razlo?iti, Venere ob svoji najve?ji svetilnosti ni mogo?e zgre?iti. Zaradi ve?je elongacije je vidna ?e dolgo po son?nem zahodu. Ker je najsvetlej?i to?kasti objekt na nebu, je Venera pogosto zmotno zamenjana za neznani lete?i predmet . [18]

Med svojim gibanjem po tirnici Venera prikazuje faze , ki so podobne fazam pri Luni . Mlaj je takrat, ko se nahaja med Zemljo in Soncem, ??ip pa takrat, ko je na nasprotni strani Sonca. Vmes je krajec. Venera je najsvetlej?a, ko je tanek krajec, saj je takrat precej bli?je Zemlji kot pa takrat, ko je bolj debela in hkrati bolj oddaljena.

Prehod Venere preko Son?eve ploskve 8. junija 2004

Venerina tirnica je napram Zemljini rahlo nagnjena, zato takrat, ko se Venera nahaja med Zemljo in Soncem, ne pre?ka Son?eve ploskve. Prehodi Venere se zgodijo v parih, ki so lo?eni na pribli?no 120 let, v paru pa je razmik 8 let. Zadnji prehod se je zgodil leta 2004, naslednji pa bo leta 2012. Zgodovinsko so bili ti prehodi pomembni, saj so tako lahko astronomi neposredno dolo?ili velikost astronomske enote , s tem pa tudi velikost Oson?ja . Raziskovanje vzhodne obale Avstralije je James Cook izvedel po opazovanju prehoda Venere leta 1768 na Tahitiju .

?e vedno pa ni razjasnjena skrivnost t. i. ≫pepelnaste svetlobe≪ - ?ibke osvetlitve temne strani planeta, ko je planet krajec. Prva opazovanja tega pojava so se zgodila ?e leta 1643, vendar pa obstoj te osvetlitve ni bil nikoli zanesljivo potrjen. Opazovalci so menili, da je to mogo?e posledica elektri?ne aktivnosti v Venerini atmosferi, lahko pa je tudi ?isto navidezen pojav zaradi psiholo?kih vplivov pri opazovanju zelo svetlega srpastega objekta. [19]

Raziskave Venere [ uredi | uredi kodo ]

Zgodnje raziskave [ uredi | uredi kodo ]

Galilejevo odkritje prikazovanja faz Venere je dokazalo, da obkro?a Sonce in ne Zemljo

Pred dobo teleskopa je bila Venera znana le kot ≫premi?na zvezda≪. Ve? kultur je njen prikaz kot jutranja in ve?erna zvezda smatralo za dve razli?ni nebesni telesi. Pitagora se ?teje za prvega, ki naj bi v ?estem stoletju pred na?im ?tetjem prepoznal jutranjo in ve?erno zvezdo kot eno telo, vendar je podpiral idejo, da Venera obkro?a Zemljo. Ko je Galileo Galilei v zgodnjem 17. stoletju prvi? opazoval planet, je opazil, da prikazuje podobne faze koz Luna, torej da se spreminja iz krajca proti ??ipu. To bi bilo nemogo?e, ?e bi tako Sonce kot Venera obkro?ala Zemljo, zato so to prva opazovanja, ki jasno nasprotujejo ve?stoletnim verovanjem, da je v sredi??u Oson?ja Zemlja. [20]

Venerino atmosfero je leta 1790 odkril Johann Schroter . Schroter je ugotovil, da se ob tankem srpu planeta roglja raztezata preko 180°. Pravilno je domneval, da je to zaradi razpr?evanja svetlobe v gosti atmosferi. Kasneje je Chester Smith Lyman ob notranji konjukciji opazoval celoten obro? okrog temne strani planeta, kar je bil dodaten dokaz za atmosfero. [21] Atmosfera je ote?ila dolo?anje vrtilne dobe planeta, zato so opazovalci, kot sta bila Giovanni Cassini in Schroter, iz gibanja znamenj nepravilno ocenili dobo pribli?no 24 ur. [22]

Raziskave z Zemlje [ uredi | uredi kodo ]

Do 20. stoletja je bilo o Veneri odkritega le malo. Brezobli?en disk ni dajal nobenih namigov o povr?ju, ki le?i pod oblaki. Z razvojem spektroskopije , radarskih in ultravijoli?nih opazovanj je pri?lo do novih odkritij. Prva opazovanja v UV svetlobi je izvedel Frank Elmore Ross , ki je ugotovil, da so te fotografije razkrile mnogo ve? podrobnosti kot pa fotografije v vidni in infrarde?i svetlobi. Predlagal je, da je to zaradi zelo goste rumene ni?je atmosfere z visokimi cirusnimi oblaki nad njimi. [23]

Spektroskopska opazovanja v prvem desetletju 20. stoletja so podala prve namige o Venerinem vrtenju. Vesto Melvin Slipher je posku?al izmeriti Dopplerjev premik svetlobe z Venere, vendar ni ugotovil nobenega vrtenja. Predvideval je, da mora imeti planet precej dalj?o vrtilno dobo od predhodno ocenjene. [24] Kasnej?a opazovanja v petdesetih letih so pokazala, da je vrtenje vzvratno (retrogradno). Radarska opazovanja Venere so se prvi? vr?ila v ?estdesetih letih, opravljena pa so bila prva merjenja vrtilne dobe, rezultati pa so bili zelo podobni dana?njim. [25]

Radarska opazovanja v sedemdesetih letih so prvi? razkrila povr?je. Iz observatorija Arecibo so bili poslani pulzi radijskih valov z uporabo 300-metrskega radijskega teleskopa , odmevi pa so razkrili dve visoko odbojni podro?ji, Alpha in Beta. Opazovanja so tudi razkrila svetlo obmo?je, ki je bilo pripisano goram, nato imenovanim Maxwell Montes. [26] Te tri zna?ilnosti so sedaj edine na Veneri, ki nimajo ?enskih imen.

Najbolj?e radarske slike z Zemlje niso mogle razkriti podrobnosti, manj?ih od 5 km. Za bolj podrobne raziskave planeta je bilo potrebno poslati vesoljska vozila.

Raziskave z vesoljskimi sondami [ uredi | uredi kodo ]

Prvi poskusi [ uredi | uredi kodo ]

Prva odprava brez ?love?ke posadke proti Veneri in tudi prva proti kateremukoli planetu se je pri?ela 12. februarja 1961 z izstrelitvijo sonde Venera 1 . Bila je prvo vozilo zelo uspe?nega sovjetskega programa Venera . Izstreljena je bila na tirnico z neposrednim tr?enjem, vendar je bil stik z njo izgubljen pribli?no 2 milijona km od Zemlje, sedem dni po izstrelitvi. Ocenjeno je bilo, da je v sredini maja zgre?ila Venero za pribli?no 100.000 km.

Raziskovanje Venere s strani ZDA se je prav tako za?elo z izgubo sonde Mariner 1 ob izstrelitvi. Slede?a odprava Mariner 2 je do?ivela ve? uspeha in je po 109-dnevni prestopni tirnici 14. decembra 1962 postala prva uspe?na medplanetarna odprava na svetu, ko je na oddaljenosti 34.833 km letela nad povr?jem Venere. Njeni mikrovalovni in infrarde?i radiometri so razkrili, da so vrhovi Venerinih oblakov hladni, je pa zato povr?je zelo vro?e. Izmerjena je bila temperatura vsaj 425 °C, kar je pokon?alo upe o obstoju ?ivljenja na povr?ju. Mariner 2 je pridobil tudi izbolj?ane ocene o masi Venere in velikosti astronomske enote , vendar pa ni mogel zaznati ne magnetnega polja ne sevalnih pasov . [27]

Vstopi v atmosfero [ uredi | uredi kodo ]

Sonda Venera 3 je na Veneri pristala 1. marca 1966 . To je bil prvi ?love?ki predmet, ki je vstopil v atmosfero in padel na povr?je drugega planeta. Vendar pa je komunikacijski sistem sonde odpovedal ?e pred vstopom v atmosfero, zato ni mogel vrniti uporabnih podatkov o planetu. Naslednje sre?anje sonde brez ?love?ke posadke se je zgodilo 18. oktobra 1967 , ko je Venera 4 uspe?no vstopila v atmosfero in izvedla ?tevilne znanstvene preizkuse. Venera 4 je pokazala, da je temperatura povr?ja ?e vi?ja od tiste, ki jo je izmeril Mariner 2 in sicer skoraj 500 °C , atmosfera pa vsebuje med 90 in 95 % ogljikovega dioksida. Venerina atmosfera je bila precej gostej?a kot pa so predvidevali na?rtovalci sonde, zato je bil spust s padalom prepo?asen in so se baterije izpraznile ?e pred dosegom povr?ine. Venera 4 je podatke vra?ala 93 minut, zadnji od?itek pritiska pa je zna?al 18 barov na vi?ini 24,96 km.

Dan kasneje, 19. oktobra 1967 je mimo Venere na oddaljenosti 4.000 km nad vrhovi oblakov letel Mariner 5 . Mariner je bil zgrajen kot rezerva za marsovsko sondo Mariner 4 , ker pa je bila ta odprava uspe?na, je bila sonda predelana za odpravo na Venero. Zbirka in?trumentov je bila precej bolj ob?utljiva kot pri Marinerju 2, predvsem preizkus z radijsko okultacijo . Vrnjeni so bili podatki o sestavi, pritisku in gostoti Venerine atmosfere. [28] Skupne podatke Venere 4 in Marinerja 5 je v slede?em letu s serijo kolokvijev analizirala skupna znanstvena ekipa Sovjetske zveze in Zdru?enih dr?av Amerike, kar je bil zgodnji primer vesoljskega sodelovanja.

Sovjetska zveza je na podlagi pridobljenih izku?enj januarja 1969 v petih dneh izstrelila dve identi?ni sondi in sicer Venero 5 in Venero 6 . Na Venero sta prispeli 15. in 16. maja istega leta. Sondi sta bili oja?ani, da bi zdr?ali ve?jo globino pred stisnjenjem (in sicer 25 atmosfer ), opremljeni pa sta bili z manj?im padalom, da bi se hitreje spu??ali. Ker so takratni modeli atmosfere predvidevali pritisk na povr?ju med 75 in 100 atmosferami, ni bilo pri?akovati, da bi katera pre?ivela do povr?ja. Sondi sta dobrih 50 minut oddajali podatke o atmosferi do vi?ine 20 km nad povr?jem, tam pa jih je zra?ni tlak stisnil do uni?enja.

Znanost na povr?ini [ uredi | uredi kodo ]

Venera 7 je bila naslednja stopnja pri osvajanju Venere. Bila je zgrajena tako, da je lahko zdr?ala tlak 180 barov. Modul je bil pred vstopom v atmosfero ohlajen, opremljen pa je bil s posebnim zmanj?anim padalom, ki je padanje omejil na 35 minut. Sonda je v atmosfero vstopila 15. decembra 1970 , pri tem pa se je padalo verjetno delno strgalo, zato je sonda padla na povr?je, vendar ne premo?no. Najverjetneje se je prevrnila na eno stran, vendar je 23 minut oddajala ?ibek signal, v katerem so bili temperaturni podatki, kar je bila prva telemetrija s povr?ja kakega drugega planeta.

Program Venera se je nadaljeval z Venero 8 , ki je 50 minut vra?ala podatke s povr?ja ter Venero 9 in Venero 10 , ki sta poslali prve slike Venerinega povr?ja. Obe pristajalni mesti sta bili zelo razli?ni. Venera 9 je pristala na pobo?ju strmine 20 stopinj, ki je bilo posejano s kamni premera 30?40 cm. Venera 10 je pokazala kamnite sklade, podobne bazaltu z vmesnim preperelim materialom.

V tem ?asu pa so Zdru?ene dr?ave poslale Mariner 10 proti Merkurju , tirnica pa ga je vodila mimo Venere. 5. februarja 1974 je Mariner 10 letel mimo Venere na oddaljenosti 5790 km, pri tem pa je posnel 4000 fotografij. Slike, ki so bile najbolj?e do takrat posnete, so pokazale, da je planet skoraj brez zna?ilnosti v vidni svetlobi, v ultravijoli?ni pa so se pokazale podrobnosti v oblakih, ki z Zemlje niso bile vidne. [29]

Pioneer Venus Orbiter

Ameri?ki projekt Pioneer Venus je bil sestavljen iz dve lo?enih odprav. [30] Pioneer Venus Orbiter je 4. decembra 1978 vstopil v elipti?no tirnico okrog Venere in tam ostal ve? kot 13 let, pri tem pa preu?eval atmosfero in z radarjem kartografiral povr?je. plovilo Pioneer Venus Multiprobe je spustilo pet sond, ki so 9. decembra 1978 vstopile v atmosfero in vrnile podatke o sestavi, vetrovih in toplotnih tokovih.

V naslednjih ?tirih letih je pri?lo ?e do ?tirih odprav programa Venera. Venera 11 in Venera 12 sta pristali na Veneri decembra 1978 in zaznali elektri?ne nevihte, Venera 13 in Venera 14 pa v za?etku marca 1982 , ko sta vrnili prve barvne fotografije povr?ja. Vse ?tiri odprave so v zgornji atmosferi uporabile padalo za zaviranje, na vi?ini pribli?no 50 km pa so jih zavrgle, saj je gostej?a spodnja atmosfera nudila dovolj trenja, da je pri?lo do mehkega pristanka. Venera 13 in 14 sta analizirali vzorce tal s fluoroscen?nim spektrometrom X-?arkov ter posku?ali izmeriti stisljivost prsti z udarno sondo. Venera 14 je udarila pokrivalo od lastne kamere, zato sonda ni dobila stika s prstjo. Program Venera se je zaklju?il oktobra 1983 , ko sta se v tirnico utirila Venera 15 in Venera 16 , da bi kartografirala povr?je Venere z radarjem z umetno re?o .

Sovjetska zveza pa ?e ni zaklju?ila z Venero in je leta 1985 izkoristila prilo?nost in zdru?ila odpravi na Venero in Halleyev komet , ki je tistega leta pre?el notranje Oson?je. Na poti do kometa sta 11. in 15. junija 1985 dve vesoljski plovili programa Vega spustili sondi, podobni tistim iz programa Venera (pri tem se je sonda Vege 1 delno pokvarila) ter balonska aerobota v zgornjo atmosfero. Balona sta dosegla vi?ino pribli?no 53 km, kjer sta temperatura in tlak podobna razmeram na Zemljinem povr?ju, Delovala sta pribli?no 46 ur in odkrila, da je Venerina atmosfera precej bolj razburkana od prej?nih predpostavk, saj se tam nahajajo mo?ni vetrovi in konvekcijske celice . [31]

Radarsko kartografiranje [ uredi | uredi kodo ]

Magellanov topografski zemljevid Venere

Ameri?ko vesoljsko plovilo Magellan , ki naj bi z radarjem kartografiralo Venero, je bilo izstreljeno 4. maja 1989. [6] Magellan je v ?tirih letih in pol posnel slike z visoko lo?ljivostjo, ki so dale? presegale vse prej?nje zemljevide in so bile primerljive s fotografijami drugih planetov v vidni svetlobi. Magellan je posnel preko 98 % Venerine povr?ine z radarjem in preko 95 % gravitacijskega polja. Na koncu odprave leta 1994 je bil namensko poslan v uni?enje v atmosfero Venere, da bi lahko ocenili njegovo gostoto. Venero sta opazovali ?e vesoljski plovili Galileo in Cassini ob mimoletih do svojih ciljev v zunanjem Oson?ju, vendar pa je bila Magellan zadnja odprava tistega desetletja, namenjena prav Veneri.

Naslednja odprava na Venero je postala Venus Express , ki jo je zasnovala in zgradila Evropska vesoljska agencija , izstrelila pa Ruska federalna vesoljska agencija 9. novembra 2005. 11. aprila naslednjega leta se je uspe?no vtirila v polarno tirnico okrog planeta. Misija se je zaklju?ila v decembru leta 2014. Venus Express je podrobno preu?ila Venerino atmosfero in oblake, prav tako je kartografirala planetovo plazemsko okolje in preu?ila zna?ilnosti povr?ja, ?e posebej temperaturo. Odprava naj bi sprva trajala dve leti, vendar se je ta podalj?ala na dobrih devet let. [32]

Opombe in sklici [ uredi | uredi kodo ]

  1. ↑ 1
  2. ↑ Leftwich T.E., von Frese R.R.B., Kim H.R., Noltimier H.C., Potts L.V., Roman D.R., Tan L (1999), Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio (Analiza Venerine skorje iz opazovanj satelita Magellan na podro?jih Atalanta Planitia, Beta Regio in Thetis Regio), Journal of Geophysical Research, v.104, p. 8441-8462
  3. ↑ Kaufmann W.J. (1994), Universe (Vesolje), W.H. Freeman, New York, p. 204
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Frankel C. (1996), Volcanoes of the solar system (Ognjeniki Son?evega sistema), Cambridge University Press, Cambridge, New York
  5. ↑ Batson R.M., Russell J.F. (1991), Naming the Newly Found Landforms on Venus (Imenovanje novoodkritih povr?inskih oblik na Veneri), Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65
  6. ↑ 6,0 6,1 Young, C., ur. (Avgust 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide (Vodnik po Venerinem raziskovalcu Magellan) (JPL Publication 90-24 izd.). Kalifornija, ZDA: Laboratorij za reaktivni pogon .
  7. ↑ Glaze L.S. (1999), Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus (Prenos SO2 na Veneri z eksplozivnim vulkanizmom), Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906
  8. ↑ Strom R.G., Schaber G.G., Dawsow D.D. (1995), The global resurfacing of Venus (Globalna preureditev povr?ine Venere), Journal of Geophysical Research, vol. 99, p. 10,899-10,926
  9. ↑ Herrick R.R., Phillips R.J. (1993), Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population (U?inki Venerine atmosfere na prihajajo?e meteoroide in populacija udarnih kraterjev), Icarus, v. 112, p. 253-281
  10. ↑ Kasting J.F. (1988), Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus (Pobezljana in vla?na toplogredna ozra?ja ter evolucija Zemlje in Venere), Icarus, v. 74, p. 472-494
  11. ↑ Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu.M. (1979), Dust on the surface of Venus (Prah na povr?ju Venere), Kosmicheskie Issledovaniia, v. 17, p. 280-285
  12. ↑ Krasnopolsky V.A., Parshev V.A. (1981), Chemical composition of the atmosphere of Venus (Kemi?na sestava atmosfere Venere), Nature, v. 292, p. 610-613
  13. ↑ Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T. (1990), Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images (Vetrovi po sledeh oblakov s slik OCCP od Pioneer Venus), Journal of the Atmospheric Sciences, v. 47, p. 2053-2084
  14. ↑ Bridge H.S., Lazarus A.J., Snyder C.W., Smith E.J., Davis L., Coleman P.J., Jones D.E. (1967), Mariner V: Plasma and Magnetic Fields Observed near Venus (Mariner V: Plazma in magnetna polja blizu Venere), Science, v. 158, p. 1669-1673
  15. ↑ Correia A.C.M., Laskar J. (2003), Long-term evolution of the spin of Venus; numerical simulations (Dolgoro?na evolucija vrtenja Venere; numeri?ne simulacije), Icarus, v.163, p.24-45
  16. ↑ Gold T., Soter S. (1969), Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus (Atmosferska plima in resonan?no vrtenje Venere), Icarus, v. 11, p 356-366
  17. ↑ Espenak, Fred (1996). ≫NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006≪ . Twelve Year Planetary Ephemeris Directory (Dvanastletni imenik planetnih efemerid) . NASA. Arhivirano iz prvotnega spleti??a dne 17. julija 2012 . Pridobljeno 20. junija 2006 .
  18. ↑ Krystek, Lee. ≫Natural Identified Flying Objects (Identificirani lete?i predmeti naravnega izvora)≪ . The Unnatural Museum . Pridobljeno 20. junija 2006 .
  19. ↑ Baum, R. M. (2000), The enigmatic ashen light of Venus: an overview (Skrivnostna pepelnasta svetloba Venere: pregled), Journal of the British Astronomical Association, v.110, p.325
  20. ↑ ≫Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics≪ . Astronomy 161; The Solar System (Son?ev sistem) . Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee . Pridobljeno 20. junija 2006 .
  21. ↑ Russell H.N. (1899), The Atmosphere of Venus (Atmosfera Venere), Astrophysical Journal, v. 9, p.284
  22. ↑ Hussey T. (1832), On the rotation of Venus (O vrtenju Venere), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 2, p.78
  23. ↑ Ross F.E. (1928), Photographs of Venus (Fotografije Venere), Astrophysical Journal, vol. 68, p.57
  24. ↑ Slipher, V. M. (1903), A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus (Spektrografske preiskave hitrosti vrtenja Venere), Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35
  25. ↑ Goldstein R.M., Carpenter R.L. (1963), Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements (Vrtenje Venere: ocenjena doba iz radarskih meritev), Science, v. 139, p. 910-911
  26. ↑ Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H. (1976), New radar image of Venus (Nova radarska slika Venere), Science, v. 193, p. 1123
  27. ↑ ≫Mariner-Venus 1962 Final Project Report (Kon?no poro?ilo o projektu Mariner-Venus 1962)≪ (PDF) . SP-59. NASA. 1962. {{ navedi revijo }} : Sklic magazine potrebuje |magazine= ( pomo? )
  28. ↑ Eshleman V; Fjeldbo G (1969). ≫The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment (Atmosfera Venere s preu?evanjem preizkusa dvofrekve?ne radijske okultacije Marinerja 5)≪ (PDF) . SU-SEL-69-003. NASA. {{ navedi revijo }} : Sklic magazine potrebuje |magazine= ( pomo? )
  29. ↑ Dunne, J; Burgess E (1978). ≫The Voyage of Mariner 10 (Potovanje Marinerja 10)≪ (PDF) . SP-424. NASA. {{ navedi revijo }} : Sklic magazine potrebuje |magazine= ( pomo? )
  30. ↑ Colin L; Hall C (1977). ≫The Pioneer Venus Program (Program Pioneer Venus)≪ (PDF) . Space Science Reviews . 20 .
  31. ↑ Linkin V; Blamont J; Preston R (1985). ≫The Vega Venus Balloon experiment (Balonski poskus Vega na Veneri)≪. Bulletin of the American Astronomical Society . 17 : 722.
  32. ↑ ≫Venus Express≪ . ESA Portal . Pridobljeno 23. avgusta 2017 .

Zunanje povezave [ uredi | uredi kodo ]

Pridobljeno iz ≫ https://sl.wikipedia.org/w/index.php?title=Venera&oldid=6120085 ≪