Venusi ose Aferdita eshte planeti i dyte nga Dielli , qe e orbiton ate cdo 224,7 dite tokesore. Venusi nuk ka satelit natyror. Ai eshte emeruar sipas perendeshes romake te dashurise dhe bukurise Venera. Pas Henes, eshte objekti me i shndritshem natyror ne qiellin e nates, duke arritur nje madhesi te dukshme prej -4.6, ndricim i mjaftueshem per te bere hije. Per shkak se Venusi eshte planet i brendshem, ai kurre nuk largohet shume larg nga Dielli. Zgjatimi i tij arrin nje maksimum prej 47,8°.

Karakteristikat fizike [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Venusi eshte nje nga kater planetet tokesore te Sistemit Diellor, qe do te thote se, ai eshte nje trup shkembor si Toka. Ne madhesi dhe ne mase, eshte i ngjashem me Token, dhe eshte pershkruar shpesh si "vellai" i Tokes ose "binjaku". Diametri i Venusit eshte 12.092 km (vetem 650 km me pak se i Tokes) dhe masa e saj eshte sa 81.5% e mases se Tokes. Kushtet atmosferike ne siperfaqen e Venusit ndryshojne rrenjesisht nga ato te Tokes, per shkak te atmosferes se tij te dendur nga dioksidi i karbonit. Masa e atmosferes se Venusit eshte 96.5% dioksid karboni, dhe shumica e 3.5% te mbetur eshte me azot.

Gjeografia e planetit [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Siperfaqja e Venusit ishte subjekt i spekulimeve derisa disa prej sekreteve te tij u zbuluan nga shkenca planetare ne shekullin e 20. Ai eshte skicuar perfundimisht ne menyre te detajuar nga Projekti Magellan me 1990-91. Siperfaqja tregon deshmi te nje vullkanizimi te gjere, dhe squfuri ne atmosfere mund te tregoje se ka pasur disa shperthime kohet e fundit.

Rreth 80% e siperfaqes Venusiane eshte e mbuluar nga nje siperfaqe e sheshte e lemuar ose fusha vullkanike, te perbera nga 70% fusha me kreshta te rrudhura dhe 10% te ulta ose fusha te sheshta. Dy "kontinentet" malore perbejne pjesen tjeter te hapesires se tij, nje shtrihet ne hemisferen veriore te planetit dhe tjera vetem pak ne jug te ekuatorit. Kontinenti verior quhet Ishtar Terra, sipas Ishtar, perendeshes se dashurise babilonase, dhe eshte afersisht sa madhesia e Australise. Mali Maxwell, eshte mali me i larte ne Venus, shtrihet ne Ishtar Terra. Maja e tij eshte 11 km e larte nga lartesia mesatare e siperfaqes. Kontinenti jugor eshte quajtur Afrodite (Aferdite) Terra, sipas perendeshes greke e dashurise, dhe eshte me e madhja e te dy rajoneve malore afersisht sa madhesia e Amerikes se Jugut. Nje masiv malor i thyer perfaqeson deformimin me te madh te siperfaqes ne kete zone.

Mungesa e provave te rrjedhjes se laves qe shoqeron cdo Kaldera (kaldera quhet gropa e kraterit qe formohet nga shembja e vullkanit) te dukshme mbetet nje enigme. Planeti ka pak kratere te formuara nga goditjet metoerike, duke na demonstruar nje siperfaqe relativisht te re, rreth 300-600 milion vjecare. Pervec kratereve te impakteve, maleve dhe luginave, qe gjenden ne te gjitha planetet shkembore, Venusi ka disa siperfaqe me karakteristika unike. Nder to jane malet vullkanike me maje te sheshte te quajtur "Farra", ne forme keku te stermadh ne madhesi 20?50 km te gjere dhe nga 100 deri ne 1.000 m te larta. Sistemet radiale (ne forma te rrumbullaketa) te copezuara si yje te frakturuara quhen "Novae". Karakteristika relievi me dy radiale te copezuara qe ngjajne me rrjetat e merimangave, te njohura si "arachnoids" dhe "coronae", unaza rrethore te frakturuara ndonjehere rrethuar nga sedimente nga erozioni i siperfaqes. Keto karakteristika kane origjine vullkanike.

Shumica e karakteristikave te siperfaqes Venusiane jane emeruar sipas grave historike dhe mitologjike. Perjashtimet jane Malet Maxwell, te quajtura sipas James Clerk Maxwell, dhe rajonet malore Alpha Regio, Beta Regio dhe Ovda Regio, qe ishin emeruar para se te sistemi aktual te ishte miratuar nga IAU (Unioni Astronomik Nderkombetar), organi qe mbikqyr nomenklaturen planetare.

Gjatesia gjeografike e karakteristikave fizike ne Venus eshte e shprehur ne lidhje me meridianin fillestar (0°). Meridiani fillestar fillimisht kalonte ne qender te ovales Eva, qe ndodhet ne jug te Alpha Regio. Pas perfundimit te misioneve Venera, meridiani fillestar u ridefinua per te kaluar neper kulmin qendror ne kraterit Ariadne.

Gjeologjia e siperfaqes [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Pjesa me e madhe e siperfaqes Venusiane duket se eshte formuar nga aktiviteti vullkanik. Venusi ka disa here me shume vullkane sesa Toka, atje gjenden 167 vullkane te medhenj qe jane mbi 100 km ne gjatesi. Kompleksi vullkanik i vetem i kesaj madhesie ne Toke eshte vullkani Big Island ne ishujt Havai. Kjo nuk do te thote se Venusi eshte me aktiv nga ana vullkanike se Toka, por edhe per shkak se korja e tij eshte shume me e vjeter. Korja oqeanike e Tokes eshte ricikluar vazhdimisht nga levizjet ne kufijte e pllakave tektonike dhe ka nje moshe mesatare prej rreth 100 milione vjet, ndersa siperfaqja Venusiane eshte vleresuar te jete 300-600 milion vjet e vjeter.

Disa pjese te ndryshme te siperfaqes jane deshmi e aktivitetit te vazhdueshem vullkanik ne Venus. Gjate programit Sovjetik Venera, sondat Venera 11 dhe Venera 12 zbuluan nje stuhi te fuqishme me rryma vetetimash te vazhdueshme kurse Venera 12 regjistroi nje goditje te fuqishme te bubullimes menjehere pasi ajo goditi siperfaqen. Venus Express e Agjensise Evropiane Hapesinore rregjistroi rrufe te shumta ne atmosferen e siperme te planetit. Edhe pse stuhite sjellin reshje ne Toke, ne siperfaqen e Venusit nuk ka reshje (shiu acid sulfurik bie ne atmosferen e siperme, pastaj avullohet rreth 25 km mbi siperfaqe). Nje mundesi tjeter eshte se hiri nga nje shperthim vullkanik ka gjeneruar vetetimen. Nje tjeter deshmi vjen nga matjet e perqendrimeve te dioksidit te squfurit ne atmosfere, e cila u ul me nje njesi nga dhjete, ndermjet vitit 1978 dhe 1986. Kjo nenkupton nivelin qe ishte rritur me pare nga nje shperthim i madh vullkanik.

Gati nje mije kratere goditjesh meteorike ne Venus jane te shperndara ne menyre te barabarte ne te gjithe siperfaqen e tij. Ne objektet e tjera, te tilla si Toka dhe Hena, krateret tregojne nje varg shkallesh degradimi (gerryeje). Ne Hene, degradimi eshte shkaktuar nga goditjet e mevonshme, ndersa ne Toke kjo eshte shkaktuar nga era dhe erozioni prej shiut. Ne Venus, rreth 85% e kratereve jane ne gjendje te pacenuar. Numri i kratereve, se bashku me gjendjet e tyre jane te ruajtura mire, qe tregon nje ngjarje globale qe pesoi planeti rreth 300-600 milione vjet me pare, e ndjekur nga nje shkaterrim vullkanik. Korja e Tokes eshte ne levizje te vazhdueshme, ndersa Venusi nuk eshte ne gjendje per te mbeshtetur nje proces te tille. Pa pllakat tektonike per te ulur nxehtesine nga manteli i tij, Venusi i nenshtrohet nje procesi ciklik ne te cilin temperatura e mantelit rritet deri sa arrin nje nivel kritik qe dobeson koren. Pastaj, per nje periudhe prej rreth 100 milione vjetesh, rrjedhja vullkanike ndodh ne nje shkalle te madhe qe riciklon plotesisht koren. Ne mars 2014 prova e pare e drejtperdrejte per vullkanizimin e vazhdueshem u gjend, ne formen e "fleshimeve" infra te kuqe mbi carjen e zones Ganiki Chasma, ne afersi te mbuleses se vullkanit Maat Mons. Keto fleshime shkojne nga 40-320 °C mbi temperaturen e ambientit, besohet te jene gazra te nxehte ose lave e cliruar nga ndonje shperthim vullkanik.

Krateret Venusiane variojne nga 3 km ne 280 km diameter. Nuk ka kratere me te vegjel se 3 km, per shkak te atmosferes se dendur mbi objektet ne hyrje. Objektet me energji te te vogel kinetike ngadalesohen aq shume nga atmosfera saqe nuk arrijne te krijojne nje krater goditjeje. Objektet hapesinore me te vogla se 50 metra ne diameter fragmentohen dhe digjen ne atmosfere para se te arrijne ne siperfaqen e planetit.

Struktura e reve ne atmosferen Venusiane ne 1979, fotografuar me ultraviolet nga Pioneer Venus Orbiter

Nje imazh real i ngjyrave te Venusit i bere pas dy filtrash. Siperfaqja eshte e fshehur nga nje shtrese e trashe e reve

Kratere te hapura nga goditjet meteorike ne siperfaqen e Venusit (imazh i ndertuar nga te dhenat e radarit)

Struktura e brendshme [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Pa te dhena sizmike apo njohuri te tjera, ne dispozicion te studiuesve ka pak informacion te drejtperdrejte ne lidhje me strukturen e brendshme dhe gjeokimine e Venusit.

Ngjashmeria ne madhesi dhe dendesi midis Venusit dhe Tokes tregon se ata kane nje strukture te ngjashme te brendshme. Nje berthame, mantel, dhe kore. Si ajo e Tokes, berthama e Venusit eshte pjeserisht e lengshme per shkak se dy planetet jane ne proces ftohje me te njejtin ritem. Madhesia pak me e vogel e Venusit tregon qe presioni eshte konsiderueshem me i vogel sesa Toka thelle ne brendesi te tij. Dallimi kryesor ne mes te dy planeteve eshte mungesa e provave per pllakat tektonike ne Venus, ndoshta per shkak se korja e tij eshte shume e forte per te rreshkitur per shkak te mungeses se ujit duke e bere ate me pak viskoze. Kjo rezulton ne nje humbje te vogel te nxehtesise nga ana e planetit, duke e parandaluar ate nga ftohja dhe duke siguruar nje shpjegim te mundshem per mungesen e nje fushe magnetike te prodhuar nga vete planeti. Venusi mund ta humbasi nxehtesine e tij te brendshme ne ngjarjet periodike te medha qe rishfaqen here pas here.

Atmosfera dhe klima [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Venusi ka nje atmosfere jashtezakonisht te dendur, e cila perbehet kryesisht nga dioksid karboni dhe nje sasi te vogel azoti. Masa atmosferike eshte 93 here me e madhe se e Tokes, ndersa presioni ne siperfaqen e planetit eshte rreth 92 here ai i Tokes, nje presion i tille ekuivalent ne Toke gjendet ne nje thellesi prej rreth 1 kilometer nen oqeanet e Tokes. Dendesia ne siperfaqe eshte 65 kg/m³, 6.5% ajo e ujit. Atmosfera eshte e pasur me dioksid karboni, se bashku me rete e dendura te dioksidit te sulfurit, gjenerojne efektin serre me te fuqishem ne Sistemin Diellor, duke krijuar temperaturat e siperfaqes te pakten 460 °C. Kjo e ben siperfaqen e Venusit me te nxehte se Merkurri, i cili ka nje temperature minimale te siperfaqes -220 °C dhe temperature maksimale prej 420 °C, edhe pse Venusi eshte pothuajse dy here me larg sesa Merkurri nga Dielli dhe merr vetem 25% te rrezatimit diellor te Merkurrit. Siperfaqja e Venusit eshte pershkruar shpesh si peisazh ferri. Kjo temperature eshte me e larte se temperatura qe perdoret per sterilizim.

Studimet kane sugjeruar se miliarda vjet me pare, atmosfera e Venusit ishte me e ngjashme me ate te Tokes sesa eshte tani, megjithese nuk mund te kete pasur sasi te konsiderueshme te ujit te lengshem ne siperfaqe. Kjo mund te kete ndodhur ne nje periudhe prej 600 milione deri ne disa miliarde vjet. Shfaqja e efektit serre shkaktoi avullimin e ujit, e qe coi ne nje nivel te larte te gazrave serre ne atmosferen e Venusit. Edhe pse kushtet ne siperfaqen e planetit nuk jane mikpritese per gjallesat tokesore qe mund te jene formuar para kesaj ngjarje, eshte e mundur qe jeta mund te ekzistoje ne shtresa e poshtme ndermjet reve te Venusit.

Inercia termike dhe transferimi i nxehtesise nga ererat ne atmosferen e ulet do te thote se temperatura e siperfaqes Venusiane nuk ndryshon shume midis nates dhe dites, pavaresisht rrotullimit jashtezakonisht te ngadalshem te planetit. Ererat ne siperfaqe jane te ngadalta, duke levizur me disa kilometra ne ore, por per shkak te dendesise se larte atmosferike te siperfaqes se Venusit, ato ushtrojne force te konsiderueshme kunder pengesave, duke transportuar pluhurin dhe gure te vegjel ne gjithe siperfaqen qe pershkrojne. Vetem kjo do ta bente te veshtire per nje njeri te ecte, edhe ne qofte se do te perballonte problemin e nxehtesise, shtypjen atmosferike dhe mungesen e oksigjenit.

Mbi shtresen e dendur te dioksidit te karbonit jane rete e dendura te perbera kryesisht prej dioksidit te squfurit dhe pikave te shiut me perberje acid sulfurik. Keto re reflektoje dhe shperndaje rreth 90% te drites se diellit qe bie mbi te, duke e kthyer ne hapesire dhe parandalojne shikimin vizual te siperfaqes se Venusit. Rete e perhershme qe mbulojne Venusin tregojne se edhe pse Venusi eshte me afer se Toka nga Dielli, siperfaqja e tij nuk eshte e ndricuar mire. Erera te forta 300 km/h ne shtresat e siperme te reve, pershkruajne planetin per rreth kater deri ne pese dite tokesore. Ererat Venusiane levizin deri ne 60 here me shpejt se shpejtesia e rrotullimit te planetit, ndersa ererat me te shpejta ne Toke jane sa 10-20% e shpejtesise se rrotullimit te Tokes. Siperfaqja e Venusit eshte ne fakt izotermale qe do te thote se ajo ruan nje temperature konstante jo vetem ne mes te dites dhe te nates, por edhe ne mes te ekuatorit dhe poleve. Animi i boshtit te planetit eshte me pak se 3°, krahasuar me 23° qe eshte ne Toke, gjithashtu minimizon ndryshimin e temperatures sezonale. I vetmi ndryshim i ndjeshem ne temperature ndodh ne lartesi. Pika me e larte ne Venus, Mali Maksuell ( Maxwell Montes ), eshte pika me e ftohte ne planet, me nje temperature prej rreth 380 °C dhe nje presion atmosferik prej rreth 44 atmosfere. Ne vitin 1995, sonda Magellan vuri re nje substance shume reflektuese ne majat e kreshtave te maleve me te larta me nje ngjashmeri te forte me deboren tokesore. Kjo substance mendohet se eshte formuar nga nje proces i ngjashem me deboren, edhe pse ne nje temperature shume te larte. Shume e paqendrueshme per tu kondesuar ne siperfaqe, ajo ngrihet ne formen e gazit duke u ftohur ne lartesi me te medha, ku pastaj bie ne formen e reshjeve. Identiteti i kesaj substance nuk dihet me siguri, por ka hamendesime qe shkojne nga telur i paster deri ne sulfur plumbi.

Rete e Venusit jane te afta per te prodhuar rrufe ashtu si rete ne Toke. Ekzistenca e rrufeve kishte qene e diskutueshme qe nga vetetimat e para te dyshuara te zbuluara nga vezhgimet e sondes Sovjetike Venera. Ne 2006-2007 Venus Express zbuloi qartesisht vale te gjeneruara nga rrufete. Pamja e tyre e perhershme tregon nje model te lidhur ngushte me aktivitetin e motit. Shkalla e madhesise se rrufese eshte te pakten sa gjysma e atyre Tokesore. Ne vitin 2007, sonda Venus Express zbuloi se nje vorbull e madhe e dyfishte atmosferike ekziston ne polin jugor. Nje tjeter zbulim eshte bere nga sonda Venus Express ne 2011 qe nje shtrese ozoni gjendet ne atmosferen e larte te planetit. Ne 29 janar 2013 shkencetaret e UAE (Unioni Astronomik Europian) zbuluan se jonosfera e planetit Venus nxjerr jashte gazrat ne menyre te ngjashme si nje bisht komete.

Atmospheric composition

Perberja sintetike e nje perzjerje gazi qe i korespondon atmosferes se Tokes

Perberja e atmosferes Venusiane sipas te dhenave nga HITRAN

Ngjyra e gjelber - avuj uji, e kuqja ? dioksid karboni

Fusha magnetike dhe berthama [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Ne vitin 1967, Venera 4 zbuloi qe fusha magnetike e Venusit ishte shume me e dobet se ajo e Tokes. Kjo fushe magnetike eshte e gjeneruar nga nje bashkeveprim ndermjet jonosferes dhe eres diellore, dhe jo nga nje efekt dinamo ne berthame si ajo brenda Tokes. Magnetosfera e vogel e Venusit siguron nje mbrojtje te paperfillshme te atmosferes nga rrezatimet kozmike. Ky rrezatim mund te shfaqet ne shkarkimet e rrufeve midis reve.

Mungesa e nje fushe magnetike te brendshme ne Venus eshte befasuese duke pasur parasysh se Venusi eshte i ngjashem me Token ne madhesi, dhe pritej gjithashtu te permbante nje dinamo ne berthamen e vet. Nje dinamo kerkon tri gjera: nje percjelles te lengshem, rrotullimi, dhe konveksioni (nje lloj transporti i materies dhe energjise qe shkaktohet nga presioni dhe terheqja gravitacionale). Berthama eshte menduar te jete elektrike dhe percuese, edhe pse rrotullimi i berthames eshte menduar shpesh qe te jete shume i ngadalte, simulimet tregojne se eshte e mjaftueshme per te prodhuar nje efekt dinamo, por efekti dinamo mungon per shkak te mungeses se konveksionit ne berthamen Venusiane. Ne Toke, konveksioni ndodh ne shtresen e jashtme te lengshme te berthames sepse shtresa e brendshme e lengshme eshte shume e nxehte. Ne Venus, rishfaqja e nje ngjarjeje globale mund te kete mbyllur pllakat tektonike dhe cuan ne nje fluks te reduktuar te nxehtesise neper kore. Kjo shkaktoi rritjen e temperatures se mantelit, duke ulur fluksin e nxehtesise nga berthame. Si rezultat, nuk ka gjeodinamo te brendshme per te drejtuar fushen magnetike. Ne vend te kesaj, nxehtesia nga berthama eshte perdorur per te rinxehur koren.

Nje mundesi tjeter eshte se Venusi nuk ka berthame te brendshme solide, berthama e tij nuk eshte aktualisht ne ftohje dhe ka te njejten temperature. Nje tjeter mundesi eshte se berthama e Venusit eshte plotesisht solide. Gjendja e berthames eshte shume e varur nga te perqendrimi i squfurit, i cili eshte i panjohur per momentin.

Magnetosfera e dobet perreth Venusit do te thote se era diellore ndervepron drejtperdrejt me atmosferen e tij te jashtme. Ketu, jonet e hidrogjenit dhe oksigjenit jane krijuar nga shkeputja e molekulave neutrale nga rrezatimi ultravjollce. Era diellore qe furnizon me energji i jep disa joneve shpejtesi te mjaftueshme per te shpetuar nga fusha gravitacionale e Venusit. Ky proces erozioni rezulton ne nje humbje kostante te mases se hidrogjenit, heliumit, dhe joneve te oksigjenit, ndersa molekulat ne mase te larte, te tilla si dioksidi i karbonit, kane me shume gjasa qe te qendrojne. Erozioni atmosferik nga era diellore ndoshta ka cuar ne humbjen me te madhe te ujit ne Venus gjate disa miliarda viteve te para pas formimit. Erozioni ka rritur raportin e mases se madhe te deuteriumit te hidrogjenit (hidrogjeni i rende) ne atmosferen e siperme me 150 here ne krahasim me raportin ne atmosferen e ulet.

Orbita dhe rrotullimi [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Venusi e orbiton Diellin ne nje distance mesatare prej rreth 108 milion km, dhe perfundon nje orbite cdo 224,65 dite tokesore. Edhe pse te gjitha orbitat planetare jane eliptike, orbita e Venusit eshte me afer rrethore, me nje jashtqendersi prej me pak se 0,01. Kur Venusi qendron mes Tokes dhe Diellit, kjo e ben qasjen me te afert me Token se cdo planet tjeter ne nje distance mesatare prej 41 milione km. Planeti e arrin kete distance mesatarisht cdo 584 dite. Per shkak te jashtqendersise se orbites se Tokes, distancat minimale sa vijne dhe do te behen me te medha ne dhjetera mijera vjetet e ardhshme. Nga viti 1-5383, ka 526 afrime me me pak se 40 milion km pastaj nuk do te kete te tilla per rreth 60.158 vjet. Gjate periudhave te jashtqendersive me te medha, Venusi mund te arrije distancen e 38.200.000 km.

Te gjitha planetet e Sistemit Diellor rrotullohen rreth Diellit ne drejtimin antiorar (drejtim te kundert me akrepat e ores) sic shihen nga lart polit te veriut te Tokes. Shumica e planeteve rrotullohen edhe ne akset e tyre ne nje drejtim antiorar, por Venusi rrotullohet ne drejtimin orar nje here ne cdo 243 dite tokesore periudha me e ngadalte e rrotullimit nga te gjithe planeteve. Per shkak te ketij rrotullimi te ngadalshem Venusi eshte shume sferik. Nje dite yjore (siderale) Venusiane zgjat keshtu me shume se nje vit Venusian (243 kundrejt 224,7 dite tokesore). Ekuatori i Venusit rrotullohet me 6,5 km/h, ndersa i Tokes me rreth 1670 km/h. Rrotullimi i Venusit eshte ngadalesuar me 6.5 minuta cdo dite Venusiane qe kur anija Magellan e vizitoi ate 16 vjet me pare. Per nje vezhgues ne siperfaqen e Venusit, Dielli lind ne perendim dhe te vendosur ne lindje.

Venusi mund te jete formuar nga mjegullnaja diellore me nje forme te rrotullimit ndryshe te vorbulles, duke arritur ne gjendjen e tij aktuale per shkak te ndryshimeve kaotike te shkaktuara nga turbullimet planetare dhe efektet e valeve baticore ne atmosferen e tij te dendur, nje ndryshim qe do te kete ndodhur gjate levizjes para miliarda vitesh. Periudha e rrotullimit te Venusit mund te perfaqesoje nje gjendje ekuilibri per shkak te batices gravitacionale te Diellit, e cila ka tendence per te ngadalesuar rrotullimin, dhe nje batice atmosferike e krijuar nga ngrohja diellore e atmosferes se trashe Venusiane. Intervali mesatar 584 ditor midis afrimeve te njepasnjeshme me Token eshte pothuajse saktesisht i barabarte me 5 dite diellore Venusiane (nje dite diellore Venusiane eshte 116.75 dite tokesore), por hipoteza e nje bashkrendimi orbital me Token nuk merret parasysh.

Venusi nuk ka satelite natyrore, edhe pse aktualisht asteroidi 2002 VE68 ka nje marredhenie gati orbitale me te. Pervec ketij “sateliti” te ashtuquajtur, ai ka edhe dy orbita te tjera te perbashketa por te perkohshme me asteroidet 2001 CK32 dhe 2012 XE133. Ne shekullin e 17, Giovanni Cassini raportoi per nje hene qe orbitonte Venusin, e cila u quajt Neith dhe nga vezhgimet e shumta qe jane raportuar ne 200 vitet e ardhshme shumica e percaktonin ne afersi te Venusit. Studimi i Alex Alemi dhe David Stevenson ne vitin 2006 i modeleve te hershme te Sistemit diellor ne Institutin e Teknologjise ne Kaliforni tregon se Venusi ka gjasa te kete pasur te pakten nje hene te krijuar nga ndikimi i nje ngjarje te madhe kozmike miliarda vjet me pare. Por, rreth 10 milione vjet me vone nga kjo ngjarje, sipas ketij studimi, nje tjeter goditje devijoi orbiten e satelitit dhe i shkaktoi henes Venusiane nje levizje spirale derisa ajo u perplas dhe u bashkua me Venusin. ne qofte se goditjet e mevonshme kane krijuar hena, ato do te jene zhdukur ne te njejten menyre. Nje shpjegim alternativ per mungesen e sateliteve eshte efekti i fuqishem i baticave te forta diellore, te cilat mund te kene destabilizuar orbitat e medha te sateliteve te planeteve te brendshme tokesore.

Vezhgimet [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Venusi eshte gjithmone me i ndritshem se cdo yll (pervec Diellit). Shkelqimi me i madh ndodh gjate fazes se re, kur ai eshte afer Tokes me nje madhesi te dukshme -4.9. Venusi zbehet ne nje magnitude -3 kur ai eshte mbas Diellit. Planeti eshte mjaftueshem i ndritshem per t'u pare qarte ne qiell ne mesdite dhe mund te jete i lehte per te pare kur dielli eshte i ulet ne horizont. Si nje planet i brendshem, ai nuk largohet me shume se 47° nga Dielli. Venusi "takon" Token cdo 584 dite orbitimi rreth Diellit. Pasi e ben kete, ai ndryshon nga "Yll i mbremjes", i dukshem pas perendimit te diellit, ne "Yll i mengjesit", i dukshem para lindjes se diellit. Edhe pse Merkurri, planeti tjeter i brendshem, arrin nje zgjatim maksimal prej vetem 28° dhe shpesh eshte i veshtire ta dallosh ne muzg, Venusi eshte i veshtire te humbase kur ai eshte ne ne fazen e zgjatimit me te madh. Zgjatim i tij me i madh maksimal do te thote se eshte i dukshem ne qiellin e erret shume gjate pas perendimit te diellit. Si objekti me i ndricuar ne qiell, Venusi zakonisht eshte raportuar gabim si nje "objekt i paidentifikuar fluturues UFO". Presidenti amerikan Jimmy Carter raportoi se kishte pare nje disk fluturues ne vitin 1969, e cila pas analizave te mevonshme u mendua se ishte Venusi. Njerez te tjere te panumert e kane ngaterruar Venusin me dicka me shume ekzotike.

Nga menyra sesi ai leviz rreth orbites se tij, Venusi shfaq faza si ato te Henes ne nje pamje me teleskop. Planeti paraqet nje imazh te vogel por "te plote", kur ai eshte ne anen e kundert te Diellit. Ai tregon nje "faze cerek" kur ai eshte ne zgjatimin e tij maksimal nga Dielli, ne kete faze eshte ne shkelqimin me te madh ne qiellin e nates. Kur paraqitet nje "hene e holle" shfaqet me i madh ne pamjet me teleskop duke kaluar ne distancen me te afert ne mes Tokes dhe Diellit. Venusi eshte ne madhesine e tij me te madhe te dukshme kur shfaqet ne "faze te re", kur ai gjendet ne mes Tokes dhe Diellit. Atmosfera e tij mund te shihet ne teleskop si nje aureole e ndritshme rreth tij.

Tranziti [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Orbita Venusiane eshte pak e pjerret ne krahasim me orbiten e Tokes. Keshtu, kur planeti kalon ne mes Tokes dhe Diellit, ai zakonisht nuk kalon ne mes te Diellit. Tranzitet e Venusit ndodhin kur plani i orbites se planetit takohet me planin e orbites se Tokes. Tranzitet e Venusit ndodhin ne cikle prej 243 vite me nje model unik tranzitimi qe perbehet nga nje cift tranzitimi te ndare nga tete vite, ne intervale prej rreth 105.5 vite ose 121.5 vite nje model qe e zbuloi i pari ne vitin 1639 astronomi Anglez Jeremia Horrocks.

Cifti i fundit ishte 8 qershor 2004 dhe 5-6 qershor 2012. Tranziti u pa direkt nga shume shikues online dhe vezhgues amatore te paisur me mjetet e duhura.

Cifti i meparshem i tranzitimit ka ndodhur ne dhjetor 1874 dhe dhjetor 1882,ndersa ngjarja tjeter do te ndodhe ne dhjetor 2117 dhe dhjetor 2125. Historikisht, tranzitet e Venusit kane qene te rendesishme, sepse ato u lejonin astronomeve te percaktonin madhesine e njesise astronomike, dhe te masnin madhesine e Sistemit Diellor sic u tregua nga Horrocks ne vitin 1639. Eksplorimet e kapitenit Cook ne bregdetin lindor te Australise ndodhen pasi ai kishte lundruar per ne Tahiti ne 1768 per te vezhguar nje tranzit te Venusit.

Dritat Ashen [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Nje mister qe qendron gjate pa u zgjidhur ne Venus eshte ai i vezhgimeve te te ashtuquajturave dritat Ashen, nje drite e dukshme e dobet e anen e erret te planetit, shihet kur planeti eshte ne fazen e henes se re. Vezhgimi i pare i rregjistruar i dritave Ashen eshte bere ne vitin 1643, por ekzistenca e drites asnjehere nuk eshte konfirmuar ne menyre te besueshme. Vezhguesit kane spekuluar se mund te rezultoje nga aktiviteti elektrik ne atmosferen Venusiane, por mund te jete edhe iluzion, si rezultat i efektit fiziologjik te dukshem te drites, kur Venusi eshte ne faze kreshente (faza nga hene e re e ne vazhdim).

Studime [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Studimet e vjetra [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Venusi eshte njohur ne qyteterimet e lashta me dy emra si "ylli i mengjesit" dhe si "ylli i mbremjes", emrat pasqyrojne njohurite e hershme sikur keto ishin dy objekte te ndryshme. Tabelat e Venusit te astronomit Babilonas Ammisaduqa, datojne vitin 1581 p.e.s., ai tregoi se te dy ishin nje objekt i vetem, te quajtur ne tabele si "mbreteresha e ndritshme e qiellit", duke e mbeshtetur kete pikepamje me vezhgime te detajuara. Greket i mendonin si dy yje te vecanta, Phosphorus dhe Hesperus, deri ne kohen e Pitagores ne shek e gjashte. Romaket emeruan aspektin mengjesor te Venusit si Lucifer, fjale per fjale "drite-sjelles", dhe si yll i mbremjes Vesper, te dy perkthime fjale per fjale te emrave respektive greke.

Tranziti i Venusit u vezhgua per here te pare ne 1032 nga astronomi Persian Avicenna, i cili arriti ne perfundimin se Venusi eshte me afer Tokes sesa Dielli dhe duke vendosur Venusin, te pakten ndonjehere, me poshte Diellit. Ne shekullin e 12, astronomi andaluzian Ibn Bajjah vezhgoi "dy planete si pika te zeza ne fytyren e Diellit", qe me vone u identifikuan si transit i Venusit dhe Merkurrit nga astronomi Qotb al-Din Shirazi i observatorit Margha ne shekullin e 13-te. Tranziti i Venusit u vezhgua dhe nga Jeremiah Horrocks me 4 dhjetor 1639, se bashku me mikun e tij, William Crabtree, ne secilen prej shtepive te tyre respektive.

Kur fizikani italian Galileo Galilei vezhgoi per here te pare planetin ne fillim te shekullit te 17-te, ai e gjeti ate duke treguar faza si hena, qe ndryshojne nga gjysemhene ne fazen kreshente, ne gibus (faza kur pjesa e ndricuar sa vjen e zvogelohet) dhe anasjelltas. Kur Venusi eshte me larg nga Dielli ne qiell, ai tregon nje faze gjysmehije dhe kur eshte me afer Diellit ne qiell, ai na shfaqet si nje hene e plote apo si nje hene e re. Kjo mund te ishte e mundshme vetem nese Venusi rrotullohej rreth Diellit dhe kjo ishte nder vezhgimet e para qe binte qartesisht ne kontrakdite me modelin gjeocentrik te Ptolemeut qe sistemi diellor ishte koncentrik dhe qendra e tij ishte Toka.

Atmosfera e Venusit u zbulua ne 1761 nga dijetar rus Mikhail Lomonosov. Atmosfera e Venusit u vezhgua ne 1790 nga astronomi gjerman Johann Schroter. Schroter zbuloi kur planeti ishte ne fazen kreshente kur ishte nje hene e holle, skajet, qe zgjeroheshin me me shume se 180°. Ai e morri me mend se kjo ndodhte per shkak te shperndarjes se drites se diellit ne nje atmosfere te dendur. Me vone, astronomi amerikan Chester Smith Lyman verejti nje unaze te plote per rreth anes se erret te planetit kur ai ishte ne te njejten drejtim te Diellit me Token, duke siguruar deshmi te tjera per nje atmosfere. Atmosfera ben nje tentative te komplikuar per te perfunduar nje periudhe rrotullimi ne planet dhe vezhguesit si, astronomi italian Giovanni Cassini dhe Schroter llogariten gabimisht periudhen prej rreth 24 oresh levizjen e dukshme te shenjave ne siperfaqen e planetit.

Vezhgimet tokesore [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Shume pak gjera jane zbulua rreth Venusit deri ne shekullin e 20-te. Pothuajse nje disk pa karakteristika nuk jep ndonje shenje se cfare mund te kene ne siperfaqen e tij dhe kjo ishte vetem derisa u shfaqen vezhgimet spektroskopike, me radar dhe ultravjollce kjo coi qe shume nga sekretet e tij te zbulohen. Vezhgimet e para me ultraviolet u kryen ne vitet 1920, kur Frank E. Ross perdori keto fotografi dhe zbuloi hollesi te konsiderueshme te papara ndonjehere edhe me ane te rrezatimit me rreze infra te kuqe. Ai sugjeroi kjo ishte per shkak te dendesise se atmosferes, ne te verdhe te dendur ne atmosferen e ulet dhe me rete Cirrus (re shtresore te ngaterruara)ne pjesen e siperme.

Vezhgime spektroskopike ne vitet 1900 ofruan te dhenat e para mbi rrotullimin e Venusit. Vesto Slipher u perpoq per te matur efektin Doppler e drites nga Venusi, por ai nuk mundi te zbuloje ndonje rrotullim. Ai hipotizoi se planeti duhet te kishte nje periudhe shume me te gjate rrotullimi sesa ishte menduar me pare. Me vone ne vitet 1950 ai tregoi se rrotullimi rreth boshtit ishte ne drejtim te kundert me planetet e tjere. Vezhgimet me radar te Venusit u kryen per here te pare ne vitet 1960 dhe u bene matjet e para te periudhes se rrotullimit, qe jane afer vleres se tanishme.

Vezhgime me radar ne vitet 1970 zbuluan detajet e siperfaqes Venusiane per here te pare. Pulsimet e valeve te radios u rrezatuan ne planet duke perdorur radio teleskopin 300 m te Observatorit Arecibo dhe jehona zbuloi dy rajone shume reflektive, te caktuara si rajonet Alfa dhe Beta. Gjithashtu vezhgimet zbuluan nje rajon te ndritshme malor, qe jane quajtur malet Maxwell. Keto tre karakteristika jane tani te vetmit ne Venus qe nuk kane emra te gjinise femerore.

Eksplorimi [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Perpjekjet e hershme [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Misioni i pare robotik hapesinor per te Venus dhe i pari per cdo planet, filloi me 12 shkurt 1961 me leshimin e Venera 1. Fluturimi i pare deshtoi, (pa marre parasysh programin e suksesshem Sovjetik Venera) ishte Venera 1 qe u leshua ne nje trajektore te drejtperdrejte por, kontaktet me te humben pas shtate diteve mision, kur anija ishte rreth 2 milione km nga Toka. Ishte llogaritur qe te kalonte rreth 100.000 km afer Venusit ne mes te majit 1961.

Gjithashtu Shtetet e Bashkuara eksplorimin e Venusit e filluan keq me humbjen e anijes Mariner 1 gjate leshimit. Misioni pasues Mariner 2, pas nje periudhe 109 ditore ndryshimi orbital me 14 dhjetor 1962, u be misioni i pare ne bote nderplanetar i suksesshem, duke kaluar 34,833 km mbi siperfaqen e Venusit. Aparaturat me mikrovale dhe radiometrat me infra te kuqe zbuluan se edhe pse rete ne Venus ishin te ftohta, siperfaqja ishte shume e nxehte, te pakten 425 °C. Duke konfirmuar matjet e meparshme me baze tokesore duke i dhene fund cdo shprese qe planeti mund te kishte jete ne siperfaqe. Mariner 2 gjithashtu morri te dhena te shumta per masen te tij dhe njesine astronomike, por nuk ishte ne gjendje per te zbuluar fushen magnetike apo brezat e rrezatimit radioaktiv.

Hyrja ne atmosfere [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Sonda Sovjetike Venera 3 preku siperfaqen e Venusit me 1 mars 1966. Ajo ishte i pari objekt i bere nga njeriu qe hyri ne atmosfere dhe preku siperfaqen e nje planet tjeter. Sistemi i saj komunikimit ishte demtuar para se te ishte ne gjendje te dergonte te dhenat e regjistruara. Me 18 tetor 1967 Venera 4 hyri me sukses ne atmosfere dhe zhvilloi eksperimente shkencore. Venera 4 e tregoi temperaturen ne siperfaqe edhe me te nxehte se Mariner 2, ne pothuajse 500 °C, atmosfera ishte 90-95% dioksid karboni. Atmosfera Venusiane ishte dukshem me e dendur sec kishin parashikuar dizenjuesit e Venera 4, por zbritja e ngadalte me parashute solli shkarkimin e baterive perpara se sonda te arrinte ne siperfaqe. Gjate zbritjes ajo dergoi te dhena per 93 minuta, presioni i fundit qe lexoi Venera 4 ishte 18 bar ne nje lartesi prej 24,96 km.

Nje dite me vone me 19 tetor 1967 Mariner 5 kreu nje fluturim ne nje distance prej me pak se 4000 km lart majave te reve. Mariner 5 u ndertua fillimisht si rezerve per Mariner 4 drejtuar ne Mars, meqe ky mision ishte i suksesshem, sonda u pershtat per nje mision ne Venus. Nje komplet i instrumenteve shume me te ndjeshem se ata te Mariner 2, derguan te dhena per perberjen, presionin dhe dendesine e atmosferes Venusiane. Te dhenat e perbashketa te Venera 4 dhe Mariner 5 u analizuan nga nje ekip shkencor i perbashket Sovjetiko-amerikan ne nje simpozium gjate vitit ne vijim, duke dhene shembullin e pare te bashkepunimit hapesinor.

Armatosur me dijet dhe te dhenat e nxjerra nga Venera 4, Bashkimi Sovjetik nisi sondat binjake Venera 5 dhe Venera 6 ne distance pese dite nga njera-tjetra ne janar 1969, ato mberriten ne Venus nje dite larg midis tyre me 16 dhe 17 maj 1969. Sondat ishin perforcuar per te arritur nje presion shtypjeje 25 bar dhe ishin te pajisura me parashuta me te vogla per te bere nje zbritje me te shpejte. Modelet e atehershme atmosferike te Venusit tregonin nje presion shtypjeje ne siperfaqe prej 75 deri 100 bar dhe nuk pritej qe te mbijetonin ne siperfaqe. Pas dergimit te te dhenave atmosferike per me pak se 50 minuta, ato u shkaterruan te dyja ne nje lartesi rreth 20 km para se te preknin siperfaqen ne anen e erret te Venusit.

Siperfaqja dhe shkenca atmosferike [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Venera 7 paraqiste nje sfide per marrjen e te dhenave nga siperfaqja e planetit dhe u ndertua ne nje modul zbrites te perforcuar ne gjendje te perballonte nje presion prej 180 bar. Moduli u ftoh para hyrjes dhe u pajis me nje parashute treshe posacerisht per nje zbritje te shpejte 35 minuteshe. Ndersa hynte ne atmosfere me 15 dhjetor 1970, parashuta besohet se u gris pjeserisht dhe sonda u godit ne siperfaqe fuqishem, por jo ne menyre fatale. Ka mundesi te kete rene mbi antene, ajo dergoi nje sinjal te dobet dhe siguroi te dhena per temperaturen per 23 minuta, kjo ishte telemetria e pare e marre nga siperfaqja e nje planeti tjeter.

Programi Venera vazhdoi me Venera 8 me dergimin e te dhenave nga siperfaqja per 50 minuta, pas hyrjes ne atmosfere me 22 korrik 1972. Venera 9 hyri ne atmosferen e Venusit me 22 tetor 1975 kurse Venera 10, hyri ne atmosfere tri dite me vone, ato derguan imazhet e para te peisazhit Venusian. Te dy vendet e uljes paraqiten terrene shume te ndryshme megjithese ishin afer njera-tjetres. Venera 9 zbarkoi ne nje shpat 20 grade te perbere me gur te shperndare rreth 30?40 cm te medhenj. Venera 10 tregoi pllaka shkembore me perberje bazalti te nderthurura me materiale te imta nga gerryerja.

Nderkohe, Shtetet e Bashkuara kishin derguar sonden Mariner 10 ne nje trajektore gravitacionale duke kaluar Venusin gjate rruges se saj per ne Merkurr. Me 5 shkurt 1974, Mariner 10 kaloi 5790 km afer Venusit, duke derguar mbi 4000 fotografi. Imazhet, me te mirat qe arriten, treguan nje planet qe pothuajse s’lejon driten e dukshme te diellit te depertoje, por me ane te drites ultravjollce zbuluan detaje te reve qe nuk ishin pare kurre nga vezhgimet tokesore.

Projekti amerikan Pioneer Venus perbehej nga dy misione te vecanta. Pioneer Venus Orbiter u vendos ne nje orbite eliptike rreth Venusit me 4 dhjetor 1978 dhe mbeti aty per me shume se 13 vjet, duke studiuar atmosferen dhe harten e siperfaqes me radar. Pioneer Venus Multiprobe leshoi ne total kater sonda, qe hyne ne atmosfere me 9 dhjetor 1978 duke derguar te dhena mbi perberjen e tij, ererat dhe flukset e nxehtesise.

Kater misione te tjera Venera Lander u derguan gjate kater viteve te ardhshme, Venera 11 dhe Venera 12 zbuluan stuhite elektrike Venusiane, Venera 13 dhe Venera 14 u ulen me 1 dhe 5 mars 1982, duke derguar fotografite e para me ngjyra te siperfaqes. Te kater misionet vendosen parashuta per frenim ne atmosferen e siperme, pastaj i liruan ato ne nje lartesi prej 50 km, atmosfera e poshtme e dendur dha ferkime te mjaftueshme per te lejuar nje ulje te bute pa ndihme. Te dy sondat Venera 13 dhe 14 analizuan mostra te tokes me spektromates fluoreshent me rreze X dhe u perpoqen per te matur ngjeshmerise se tokes me ane te nje goditjeje. Venera 14 goditi veten duke nxjerre kapakun e lentes se kameras dhe nuk arriti te godiste token. Programi Venera u mbyll ne tetor 1983 kur Venera 15 dhe Venera 16 u vendosen ne orbite per te kryer harten te terrenit Venusian me nje radar me hapje sintetike.

Ne vitin 1985 Bashkimi Sovjetik perfitoi nga mundesia dhe kombinoi misionet Venus me ato te Kometes Hallej, e cila kaloi ate vit permes Sistemit Diellor te brendshem. Gjate rruges per tek kometa Halley, me 11 dhe 15 qershor 1985 dy anijet e programit Vega leshuan secila nga nje sonde te tipit Venera (nga te cilat Vega 1 deshtoi pjeserisht) dhe leshuan nje aerobot te mbeshtetur ne nje balone ne atmosferen e siperme. Balona arriti ekuilibrin ne nje lartesi prej rreth 53 km, ku presioni dhe temperatura jane te krahasueshme me ato ne siperfaqen e Tokes. Ato mbeten operacional per rreth 46 ore dhe zbuluan se atmosfera e Venusit ishte me e trazuar nga sa besohej me pare dhe i nenshtrohen ererave te forta edhe brenda reve te medha.

Harta me radar [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Radaret me baze ne Toke ideuan fillimisht siperfaqen e Venusit. Pioneer Venus dhe misionet Venera e permiresuan ndjeshem rezolucionin.

Sonda Magellan e Shteteve te Bashkuara u leshua me 4 maj 1989 me nje mision per te hartuar siperfaqen e Venusit me radar. Imazhet me rezolucion te larte te marra gjate 4 viteve e gjysem te punes se saj kane tejkaluar te gjitha hartat e meparshme dhe ishin te krahasueshme me fotografite me drite te dukshme te planeteve te tjera. Magellan skicoi mbi 98% te siperfaqes Venusiane nga radari dhe 95% te fushes se tij te gravitetit. Ne vitin 1994, ne fund te misionit te tij, Magellan u dergua te shkaterrohej ne atmosferen e Venusit per te percaktuar dendesine e tij. Venusi u vezhgua nga anijet Galileo dhe Cassini gjate misioneve te tyre ne planetet e jashtme , por Magellan ishte misioni i fundit i dedikuar Venusit per mbi nje dekade.

Misionet aktuale dhe te ardhshme [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Misioni i NASA-s MESSENGER dedikuar Merkurrit beri dy ndalesa ne Venus ne tetor 2006 dhe qershor 2007, per te ngadalesuar trajektorren e tij per nje futje te mundshme orbitale ne Merkurr ne mars 2011. Ai mblodhi te dhena shkencore ne Venus ne te dy fluturrimet.

Sonda Venus Express u projektua dhe u ndertua nga Agjencia Evropiane e Hapesires. U nis me 9 nentor te vitit 2005 nga nje rakete ruse Sojuz e projektit komercial Starsem, ajo u vendos me sukses ne nje orbite polare rreth Venusit me 11 prill 2006. Sonda beri nje studim te detajuar te atmosferes Venusiane dhe reve, duke perfshire harten, siperfaqen dhe karakteristikat e planetit, vecanerisht temperaturat. Nje nga rezultatet e para nga Venus Express eshte zbulimi i ekzistences se nje vorbulle te madhe te dyfishte atmosferike ne polin jugor.

Agjencia Japoneze e Eksplorimit Hapesinor (Japan Aerospace Exploration Agency) ideoi nje orbitues per Venusin, Akatsuki (me pare quhej "Planet-C"), i cili u nis me 20 maj 2010, por nuk arriti te hyje ne orbite ne dhjetor 2010. Por ata shpresojne akoma se sonda do te beje nje perpjekje tjeter ne 2016. Sonda eshte planifikuar per te marre imazhe te siperfaqes me nje kamera infra te kuqe dhe eshte projektuar per eksperimente, per te konfirmuar pranine e vetetimave, si dhe per percaktimin e ekzistences se vullkanizimit aktual te siperfaqes.

Agjencia Evropiane Hapesinore (ESA) shpreson te nise nje mision ne Merkurr ne vitin 2014, te quajtur BepiColombo, e cila do te kryeje dy ndalesa ne Venus para se te arrije orbiten e Merkurrit ne vitin 2020.

Sipas New Frontiers Program, NASA ka per te propozuar nje mision zbrites ne siperfaqe te quajtur Venus In-situ Explorer per te studiuar kushtet e siperfaqes dhe hetuar mbi elementet dhe mineralet e shtreses siperfaqesore. Sonda do te jete e pajisur me nje aparatute te brendeshme per te shpuar ne siperfaqe dhe studiuar mostrat shkembore te pacenuara nga gerryerjet dhe kushtet e veshtira siperfaqesore.

Venera-D (rusisht: Венера-Д) eshte propozuar nga Rusia per ne Venus rreth vitit 2016, per te bere vezhgime rreth planetit dhe vendosjen e nje mjeti levizes ne siperfaqe, bazuar ne dizajnin Venera, e afte per te mbijetuar per nje kohe te gjate ne siperfaqe.

Ne fund te vitit 2013 Rocket Experiment Venus Spectral nisi nje teleskop hapesinor nenorbital.

Misionet drejt Venusit (deri ne 2011)

Vendi	Misioni	Leshimi	Rezultati	Shenime
USSR	Sputnik 7	4 shkurt 1961	Shpertheu (tentative)
USSR	Venera 1	12 shkurt 1961	Fluturoi (humbi kontaktin)
USA	Mariner 1	22 korrik 1962	Fluturoi (deshtoi ne leshim)
USSR	Sputnik 19	25 gusht 1962	Fluturoi (tentative)
USA	Mariner 2	27 gusht 1962	Fluturoi	Fluturimi i pare i suksesshem planetar
USSR	Sputnik 20	1 shtator 1962	Fluturoi (tentative)
USSR	Sputnik 21	12 shtator 1962	Fluturoi (tentative)
USSR	Cosmos 21	11 nentor 1963		Tentoi nje fluturim testimi
USSR	Venera 1964A	19 shkurt 1964	Fluturoi (deshtoi ne leshim)
USSR	Venera 1964B	1 mars 1964	Fluturoi (deshtoi ne leshim)
USSR	Cosmos 27	27 mars 1964	Fluturoi (tentative)
USSR	Zond 1	2 prill 1964	Fluturoi (humbi kontaktin)
USSR	Venera 2	12 nentor 1965	Fluturoi (humbi kontaktin)
USSR	Venera 3	16 nentor 1965	Zbriti ne siperfaqe (humbi kontaktin)
USSR	Cosmos 96	23 nentor 1965	Zbriti ne siperfaqe (tentative?)
USSR	Venera 1965A	23 nentor 1965	Fluturoi (deshtoi ne leshim)
USSR	Venera 4	12 qershor 1967	Leshoi sonde
USA	Mariner 5	14 qershor 1967	Fluturoi
USSR	Cosmos 167	17 qershor 1967	Leshoi sonde (tentative)
USSR	Venera 5	5 janar 1969	Leshoi sonde
USSR	Venera 6	10 janar 1969	Leshoi sonde
USSR	Venera 7	17 gusht 1970	Zbriti ne siperfaqe
USSR	Cosmos 359	17 gusht 1970	Leshoi sonde (tentative)
USSR	Venera 8	27 mars 1972	Zbriti ne siperfaqe
USSR	Cosmos 482	31 mars 1972	Leshoi sonde (tentative)
USA	Mariner 10	4 nentor 1973	Fluturoi	Fluturoi drejt Merkurrit
USSR	Venera 9	8 qershor 1975	Orbitoi dhe Zbriti ne siperfaqe
USSR	Venera 10	14 qershor 1975	Orbitoi dhe Zbriti ne siperfaqe
USA	Pioneer Venus 1	20 maj 1978	Orbitoi
USA	Pioneer Venus 2	8 gusht 1978	Leshoi sonde
USSR	Venera 11	9 shtator 1978	Fluturoi dhe Zbriti ne siperfaqe
USSR	Venera 12	14 shtator 1978	Fluturoi dhe Zbriti ne siperfaqe
USSR	Venera 13	30 tetor 1981	Fluturoi dhe Zbriti ne siperfaqe
USSR	Venera 14	4 nentor 1981	Fluturoi dhe Zbriti ne siperfaqe
USSR	Venera 15	2 qershor 1983	Orbitoi
USSR	Venera 16	7 qershor 1983	Orbitoi
USSR	Vega 1	15 dhjetor 1984	Zbriti ne siperfaqe dhe leshoi nje balone	Fluturoi drejt Kometes Hallei
USSR	Vega 2	21 dhjetor 1984	Zbriti ne siperfaqe dhe leshoi nje balone	Fluturoi drejt Kometes Hallei
USA	Magellan	4 maj 1989	Orbitoi
USA	Galileo	18 tetor 1989	Fluturoi	Orbiton Jupiterin
USA	Cassini	15 tetor 1997	Fluturoi	Orbiton Saturnin
USA	MESSENGER	3 gusht 2004	Fluturoi 2 here	Orbitoi Merkurrin
ESA Stampa:Country data Europe	Venus Express	9 nentor 2005	Orbitoi
JAPONI	Akatsuki	7 dhjetor 2010	Orbitoi (tentative)	Nje tentative te mundshme ne 2016 ose 2018
ESA Stampa:Country data Europe JAPONI	BepiColombo		Dy fluturime te planifikuara	Planifikuar te orbitoje Merkurrin

Kolonizimi [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]

Per shkak te kushteve tejet armiqesore, nje koloni ne siperfaqen e Venusit nuk eshte e mundur me teknologjine aktuale. Presioni atmosferik dhe temperatura perafersisht pesedhjete kilometra mbi siperfaqe jane te ngjashme me ato te siperfaqes dhe ajrit te Tokes (azot dhe oksigjen). Kjo coi ne propozime per "qytete lundrues" ne atmosferen Venusiane. Aerostatet (me te lehta se balonat me ajer) mund te perdoren per eksplorimin fillestar dhe me vone per vendbanime te perhershme. Pavaresisht sfidave te shumta inxhinierike sasia e acidit sulfurik eshte shume e rrezikshme ne keto lartesi. ^[3]

Referimet [ Redakto | Redakto nepermjet kodit ]