Venera
Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Za opis klikni sliko |
|||||||
ZnaÄilnosti tira (epoha J2000) | |||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|
PovpreÄna oddaljenost od Sonca | 108.208.926 km 0,723 331 99 AE |
||||||
Obseg tira | 680,000,000 km 4,545 AE |
||||||
Izsrednost tira | 0,006 773 23 | ||||||
PrisonÄje | 107.476.002 km 0,718 432 70 AE |
||||||
OdsonÄje | 108.941.849 km 0,728 231 28 AE |
||||||
Obhodna doba | 224,700 69 d (0,615 197 0 a) |
||||||
Sinodska doba | 583,92 d | ||||||
PovpreÄna tirna hitrost | 35,020 km/s | ||||||
NajveÄja tirna hitrost | 35,259 km/s | ||||||
Najmanjša tirna hitrost | 34,784 km/s | ||||||
Naklon tira | 3,394 71° (3,86° glede na SonÄev ekvator) |
||||||
Dolžina dvižnega vozla |
76,680 69° | ||||||
Argument prisonÄja |
54,852 29° | ||||||
Å tevilo satelitov | 0 | ||||||
Fizikalne znaÄilnosti | |||||||
Premer ekvatorja | 12103,7 km (0,949 Zemljinega) |
||||||
Površina | 4,60 · 108 km2 (0,902 Zemljine) |
||||||
Prostornina | 9,28 · 1011 km³ (0,857 Zemljinega) |
||||||
Masa | 4,8685 · 1024 kg (0,815 Zemljinega) |
||||||
Srednja gostota | 5,204 g/cm3 | ||||||
Težnost na ekvatorju | 8,87 m/s² (0,904 g) |
||||||
Ubežna hitrost | 10,36 km/s | ||||||
Vrtilna doba | −243,0185 d | ||||||
Vrtilna hitrost | 6,52 km/h (na ekvatorju) | ||||||
Nagib vrtilne osi | 2,64° | ||||||
Rektascenzija severnega pola |
272,76° (18 h 11 min 2 s) 1 | ||||||
Deklinacija | 67,16° | ||||||
Albedo | 0,65 | ||||||
Temp. na površini* |
|
||||||
Pridevnik | Venerin [1] | ||||||
(*min temperatura se nanaša le na vrhove oblakov) | |||||||
ZnaÄilnosti atmosfere | |||||||
Atmosferski tlak | 9,2 MPa | ||||||
Ogljikov dioksid | ~96,5% | ||||||
Dušik | ~3,5% | ||||||
Žveplov dioksid | 0,015% | ||||||
Argon | 0,007% | ||||||
Vodna para | 0,002% | ||||||
Ogljikov monoksid | 0,0017% | ||||||
Helij | 0,0012% | ||||||
Neon | 0,0007% | ||||||
Karbonilsulfid Vodikov klorid Vodikov fluorid |
v sledovih | ||||||
Vénera je notranji, drugi planet od Sonca v OsonÄju. Po Zemljini Luni je drugi najsvetlejÅ¡i objekt na noÄnem nebu, navidezni sij doseže -4,6. Ker je Venera notranji planet, se iz glediÅ¡Äa Zemlje nikoli ne oddalji preveÄ od Sonca, elongacija doseže najveÄ 47,8°. Venera doseže svojo najveÄjo svetlost malo pred sonÄnim zahodom ali malo po sonÄnemu zahodu, zato jo vÄasih v tem smislu imenujemo (zvezda) »danica« (»jutranjica«) ali »veÄernica«. Kadar je vidna, je najsvetlejÅ¡a toÄka na nebu, in jo znajo nekateri zamenjevati z zvezdo.
Je zemeljski planet, po velikosti in obsegu zelo podoben Zemlji. Zaradi teh podrobnosti ga vÄasih imenujejo Zemljin »sestrski planet«. Planet je pokrit z neprozorno plastjo bleÅ¡ÄeÄih oblakov, zato njegovo povrÅ¡je iz vesolja ni vidno v vidni svetlobi. Venera je bila predmet vpraÅ¡anj, dokler planetarna znanost v 20. stoletju ni odkrila nekaj njenih skrivnostih. Venera ima najgostejÅ¡e ozraÄje od vseh zemeljskih planetov, ki je sestavljeno veÄinoma iz ogljikovega dioksida, zraÄni pritisk na povrÅ¡ini pa je 90-krat veÄji kot na Zemlji.
Venerino povrÅ¡je je bilo podrobneje kartografirano Å¡ele v zadnjih 20 letih. Na njem je moÄ najti dokaze obsežnega ognjeniÅ¡kega delovanja, nekateri ognjeniki pa so mogoÄe aktivni Å¡e danes. V nasprotju s stalnim gibanjem skorje na Zemlji pa Venera najverjetneje doživlja obÄasna obdobja premikanja ploÅ¡Ä, kjer se skorja hitro podriva v nekaj milijonih let, loÄena s stabilnimi obdobji, trajajoÄimi veÄ sto milijonov let.
Planet se imenuje po rimski boginji ljubezni Veneri. Tudi veÄina povrÅ¡inskih znaÄilnosti je imenovanih po znamenitih in mitoloÅ¡kih ženskah.
Vsebina[skrij] |
[uredi] Fizikalne znaÄilnosti
Venera je eden od Å¡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 »dvojÄica«. Premer Venere je le 650 km manjÅ¡i od Zemljinega, masa pa je 80 % Zemljine. Vendar pa so razmere na Venerinem povrÅ¡ju popolnoma drugaÄne kot na Zemljinem zaradi gostega ozraÄja iz ogljikovega dioksida.
[uredi] Notranja struktura
Precej malo je znanega o Venerini notranji strukturi, vendar pa ima podobno kot drugi zemeljski planeti jedro, plaÅ¡Ä in skorjo. Njena skorja naj bi bila nekoliko debelejÅ¡a od Zemljine, jedro pa nekoliko veÄje. Jedro je verjetno v tekoÄem stanju, tako kot Zemljino. Tudi na Veneri naj bi se tokovi magme dvigali skozi plaÅ¡Ä blizu meje plaÅ¡Äa z jedrom. Ti tokovi se nato prebijejo skozi skorjo in nastanejo ognjeniki. [1]
[uredi] Geografija
Okoli 80 % Venerine povrÅ¡ine sestavljajo ognjeniÅ¡ke ravnine. Dva viÅ¡ja »kontinenta« zavzemata preostanek povrÅ¡ine. Prvi v velikosti Avstralije leži na severni polobli, drugi pa nekoliko južneje od ekvatorja. Severni kontinent se imenuje Ishtar Terra po babilonski boginji ljubezni IÅ¡tar. Tu leži tudi najviÅ¡ja gora na Veneri, Maxwell Montes. Vrh ima 11 km nad Venerino povpreÄno viÅ¡ino povrÅ¡ja (kar je veÄ kot slabih 9 km pri Zemljini najviÅ¡ji gori Mount Everest). Južni kontinent se imenuje Aphrodite Terra po grÅ¡ki boginji ljubezni Afroditi, je pa velikosti Južne Amerike. VeÄina kontinenta je prepredena z mrežo razpok in prelomov. [2]
Poleg udarnih kraterjev, gora in dolin, ki se nahajajo na vseh kamnitih planetih, ima Venera tudi Å¡tevilne svoje znaÄilnosti. Ene od teh so ploske ognjeniÅ¡ke znaÄilnosti z imenom farra in izgledajo podobne palaÄinkam. Velike so med 20 in 50 km ter visoke med 100 in 1000 m. Druge znaÄilnosti predstavljajo sistemi razpok zvezdaste oblike, imenovane novae, znaÄilnosti z radialnimi in koncentriÄnimi razpokami, podobne pajkovim mrežam, imenovane arachnoid, ter coronae, krožni obroÄi ali razpoke, vÄasih obkrožene z depresijo. Vse te znaÄilnosti so ognjeniÅ¡kega izvora. [3]
Skoraj vse Venerine povrÅ¡inske znaÄilnosti so imenovane po zgodovinskih in mitoloÅ¡kih ženskah. [4] Edina izjema sta Maxwell Montes, imenovane po Jamesu Clerku Maxwellu ter dve visoki podroÄji Alpha Regio in Beta Regio. Te tri znaÄilnosti so bile imenovane pred uveljavitvijo trenutnega sistema Mednarodne astronomske zveze, ki bdi nad planetarno nomenklaturo. [5]
[uredi] Geologija površja
VeÄji del Venerine povrÅ¡ine kaže na oblikovanje z ognjeniÅ¡kimi procesi. Venera ima nekajkrat veÄ ognjenikov kot Zemlja, od tega vsaj 167 velikih ognjenikov, ki imajo v premeru vsaj 100 km. Edini tako velik ognjeniÅ¡ki kompleks na Zemlji je havajski Veliki otok. To je zaradi tega, ker je Venerina skorja precej starejÅ¡a od Zemljine, saj se Zemljina skorja neprestano obnavlja s podrivanjem na robovih tektonskih ploÅ¡Ä in ima povpreÄno starost 100 milijonov let, Venerino povrÅ¡je pa ima povpreÄno starost okoli 500 milijonov let.[3]
Za potekajoÄo ognjeniÅ¡ko dejavnost na Veneri obstaja veÄ dokazov. Med ruskim programom Venera sta sondi Venera 11 in Venera 12 zaznali stalen tok strel, Venera 12 pa je kmalu po pristanku posnela moÄan grom. Strele na Zemlji poganjajo padavine, teh pa na Veneri ni. Ena od možnosti je ustvarjanje strel iz pepela zaradi ognjeniÅ¡kih aktivnosti. Drug zanimiv dokaz so meritve žveplovega dioksida v ozraÄju, katerega raven se je med leti 1978 in 1986 zmanjÅ¡ala kar za desetkrat. To bi lahko pomenilo, da se bile stopnje predhodno zviÅ¡ane zaradi velikega ognjeniÅ¡kega izbruha. [6]
Na Veneri je skoraj 1000 udarnih kraterjev, ki so bolj ali manj enakomerno razporejeni po njeni povrÅ¡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 nadaljnimi udarci, na Zemlji pa z erozijo vetra in vode. Na Veneri pa je okoli 85 % kraterjev v prvotni obliki. Å tevilo kraterjev in njihovo dobro ohranjeno stanje kaže, da je pred okoli 500 milijoni let priÅ¡lo do popolne preureditve povrÅ¡ine. [7] Zemljina skorja je v neprestanem gibanju, na Veneri pa ta proces najverjetneje ni mogoÄ. Brez tektonike ploÅ¡Ä, s katero se sproÅ¡Äa toplota iz plaÅ¡Äa planeta, se na Veneri dogaja cikliÄen proces, kjer temperatura plaÅ¡Äa naraÅ¡Äa do kritiÄne toÄke, ko skorja popusti. Nato v obdobju okoli 100 milijonov let pride do obsežnega podrivanja, pri tem pa se skorja popolnoma reciklira.[3]
Venerini kraterji merijo med 3 in 280 km v premeru. Kraterjev, manjÅ¡ih od 3 km, na Veneri ni zaradi uÄinka gostega ozraÄja na vstopajoÄe objekte. Objekti z premajhno kinetiÄno energijo so v ozraÄju tako upoÄasnjeni, da ne ustvarijo udarnega kraterja.[8]
[uredi] OzraÄje
Venera ima zelo debelo ozraÄje, ki je sestavljena veÄinoma iz ogljikovega dioksida in majhnega deleža duÅ¡ika. Pritisk na povrÅ¡ini planeta je približno 90-krat veÄji od pritiska na Zemljini povrÅ¡ini, kar je enakovredno pritisku v globini Zemljinega morja na globini 1 kilometer. Zaradi velike koliÄine ogljikovega dioksida v ozraÄju je na Veneri velik uÄinek tople grede, ki dvigne temperaturo preko 400°C. Zato je Venerino povrÅ¡je bolj vroÄe od povrÅ¡ine Merkurja, Äeprav je Venera skoraj dvakrat bolj oddaljena odSonca in prejme samo 25 % sonÄnega obsevanja.
Å tudije kažejo, da je bilo Venerino ozraÄje pred nekaj milijardami leti precej bolj podobno Zemljinemu, na njeni povrÅ¡ini pa so verjetno obstajale veÄje koliÄine tekoÄe vode. Pobezljani uÄinek tople grede je kasneje povzroÄil izparitev prvotne vode, kar je ustvarilo kritiÄne ravni toplogrednih plinov v Venerinem ozraÄju. [9] Venera je tako ekstremen primer klimatske spremembe, zato je uporabno orodje za Å¡tudije klimatskih sprememb.
SpecifiÄna toplota pri stalni prostornini in prenos toplote z vetrovi v spodnjem ozraÄju imata za posledico, da se temperatura Venerinega povrÅ¡ja bistveno ne spremeni med dnevno in noÄno stranjo, Äeprav je vrtenje Venere okoli svoje osi zelo poÄasno. Vetrovi na povrÅ¡ini so Å¡ibki in dosegajo nekaj kilometrov na uro, vendar pa zaradi visoke gostote ozraÄja predstavljajo znatno silo, zato prenaÅ¡ajo prah in majhne kamne po povrÅ¡ju.[10]
Nad gosto plastjo CO2 se nahajajo debeli oblaki, sestavljeni veÄinoma iz žveplovega dioksida in žveplove kisline.[11] Ti oblaki odbijajo okoli 60 % sonÄne svetlobe nazaj v vesolje, zato neposredna opazovanja Venerinega povrÅ¡ja v vidni svetlobi niso možna. Trajno oblaÄno pokrivalo pomeni, da Venerino povrÅ¡je kljub bližini Sonca ni dobro ogrevano ali osvetljeno. ÄŒe na Veneri ne bi bilo uÄinka tople grede, bi bila temperatura na povrÅ¡ini planeta precej podobna temperaturi na Zemlji. MoÄni vetrovi s hitrostjo 300 km/h na vrhovih oblakov obkrožijo planet v Å¡tirih ali petih zemeljskih dneh.[12]
[uredi] Magnetno polje
Zemlja ima moÄno magnetno polje, ki odbija sonÄni veter in prepreÄuje njegov neposreden stik z ozraÄjem. Venera pa ima samo zelo Å¡ibko globalno magnetno polje moÄi okoli 0,1 % Zemljinega, kar je premalo za odbijanje sonÄnega vetra. [13]. Å ibkost magnetnega polja naj bi bila zaradi zelo poÄasnega vrtenja Venere okoli svoje osi, ki ni dovolj velika, da bi ustvarila uÄinek dinama.
[uredi] Tirnica in vrtenje okoli osi
Venera obkroža Sonce na povpreÄni oddaljenosti okoli 106 milijonov kilometrov, tirnico pa zakljuÄi na 224,7 dni. ÄŒeprav so vse planetne tirnice eliptiÄne, je Venerina Å¡e najbolj podobna krožnici, saj ima izsrednost manjÅ¡o od enega odstotka. Ko se Venera nahaja med Zemljo in Soncem v položaju, imenovanemu notranja konjukcija, je takrat najbližje Zemlji od vseh planetov, saj oddaljenost znaÅ¡a okoli 40 milijonov km. Venera pride v notranjo konjukcijo vsakih 584 dni.
Venera se okoli svoje osi zavrti vsakih 243 dni, kar je najpoÄasnejÅ¡a vrtilna doba od vseh planetov. Na ekvatorju se Venerino povrÅ¡je vrti s hitrostjo 6,5 km/h, Zemljino pa okoli 1600 km/h. Za opazovalca na povrÅ¡ini Venere bi Sonce vzÅ¡lo na zahodu in zaÅ¡lo na vzhodu vsake 116,75 dni. Zato Venerino leto traja 1,92 Venerinih dni.
ÄŒe gledamo iznad SonÄevega severnega teÄaja, se vsi planeti gibljejo v smeri nasprotni urinemu kazalcu. Tudi vsi planeti se okoli svoje osi vrtijo v enaki smeri, razen Venere, ki se giblje v vzvratni smeri. Zakaj se Venera tako poÄasi vrti in Å¡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 hitrejÅ¡e gibanje in to v pravi smeri, izraÄuni pa so pokazali, da so preko veÄ milijard let plimni uÄinki na gosto ozraÄje zaustavili prvotno vrtenje na danaÅ¡nje vrednosti.[14]
Zanimivo pri Venerini tirnici in vrtilni dobi je to, da je 584-dnevni interval med najbližjimi sreÄanji Zemlje in Venere skoraj natanÄno enak petim Venerinim solarnim dnevom. Ali je to razmerje nakljuÄno ali pa zaradi morebitnega medsebojnega plimnega delovanja z Zemljo, ni znano.[15]
[uredi] Opazovanja
Venera je vedno svetlejša od najsvetlejših zvezd, saj njen navidezni sij sega med -3,8 in -4,6. To je dovolj svetlo, da je možno Venero videti celo sredi dneva, zlahka pa je planet videti, ko je Sonce nizko nad obzorjem. Ker je Venera notranji planet, leži vedno znotraj kota 47° od Sonca. [16]
Venera med obkrožanjem Sonca »prehiti« Zemljo vsakih 584 dni. Tako iz »VeÄernice«, vidne po sonÄnem zahodu postane »Danica«, vidna pred sonÄnim vzhodom. Merkur, drugi od obeh notranjih planetov, doseže najveÄjo elongacijo le 28° in ga je zato v mraku težko razloÄiti, Venere ob svoji najveÄji svetilnosti ni mogoÄe zgreÅ¡iti. Zaradi veÄje elongacije je vidna Å¡e dolgo po sonÄnem zahodu. Ker je najsvetlejÅ¡i toÄkasti objekt na nebu, je Venera pogosto zmotno zamenjana za neznani leteÄi predmet.[17]
Med svojim gibanjem po tirnici Venera prikazuje faze, ki so podobne tem pri Luni. Mlaj je takrat, ko se nahaja med Zemljo in Soncem, Å¡Äip pa takrat, ko je na nasprotni strani Sonca. Vmes je krajec. Venera je nasvetlejÅ¡a, ko je tanek krajec, saj je takrat precej bližja Zemlji kot pa takrat, ko je bolj debela in hkrati bolj oddaljena.
Venerina tirnica je proti Zemljini rahlo nagnjena, zato takrat, ko se Venera nahaja med Zemljo in Soncem, ne preÄka SonÄeve ploskve. Prehodi Venere se zgodijo v parih, ki so loÄeni na okoli 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 doloÄili velikost astronomske enote, s tem pa tudi velikost OsonÄja. Raziskovanje vzhodne obale Avstralije je James Cook izvedel po opazovanju prehoda Venere leta 1768 na Tahitiju.
Å e vedno pa ni razjasnjena skrivnost t.i. »pepelnaste svetlobe« - Å¡ibke osvetlitve temne strani planeta, ko je planet krajec. Prva opazovanja tega pojava so se zgodila že leta 1643, vendar pa obstoj te osvetlitve ni bil nikoli zanesljivo potrjen. Opazovalci so menili, da je to mogoÄe posledica elektriÄne aktivnosti v Venerinem ozraÄju, lahko pa je tudi Äisto navidezen pojav zaradi psiholoÅ¡kih vplivov pri opazovanju zelo svetlega srpastega objekta.[18]
[uredi] Raziskave Venere
[uredi] Zgodnje raziskave
Pred dobo teleskopa je bila Venera znana le kot »premiÄna zvezda«. VeÄ kultur je njen prikaz kot jutranja in veÄerna zvezda smatralo za dve razliÄni nebesni telesi. Pitagora se Å¡teje za prvega, ki naj bi v Å¡estem stoletju pred naÅ¡im Å¡tetjem prepoznal jutranjo in veÄerno zvezdo kot eno telo, vendar je podpiral idejo, da Venera obkroža Zemljo. Ko je Galileo Galilei v zgodnjem 17. stoletju prviÄ opazoval planet, je opazil, da prikazuje podobne faze koz Luna, torej da se spreminja iz krajca proti Å¡Äipu. To bi bilo nemogoÄe, Äe bi tako Sonce kot Venera obkrožala Zemljo, zato so to prva opazovanja, ki jasno nasprotujejo veÄstoletnim verovanjem, da je v srediÅ¡Äu OsonÄja Zemlja.[19]
Venerino ozraÄje je leta 1790 odkril Johann Schröter. Schröter je ugotovil, da se ob tankem srpu planeta roglja raztezata preko 180°. Pravilno je domneval, da je to zaradi razprÅ¡evanja svetlobe v gostem ozraÄju. Kasneje je Chester Smith Lyman ob notranji konjukciji opazoval celoten obroÄ okoli temne strani planeta, kar je bil dodaten dokaz za ozraÄje.[20] OzraÄje je otežilo doloÄanje vrtilne dobe planeta, zato so opazovalci, kot sta bila Giovanni Cassini in Schröter, iz gibanja znamenj nepravilno ocenili dobo okoli 24 ur. [21]
[uredi] Raziskave iz Zemlje
Do 20. stoletja je bilo o Veneri odkritega le malo. BrezobliÄen disk ni dajal nobenih namigov o povrÅ¡ju, ki leži pod oblaki. Z razvojem spektroskopije, radarskih in ultravijoliÄnih opazovanj je priÅ¡lo do novih odkritij. Prva opazovanja v UV svetlobi je izvedel Frank Elmore Ross, ki je ugotovil, da so te fotografije razkrile mnogo veÄ podrobnosti kot pa fotografije v vidni in infrardeÄi svetlobi. Predlagal je, da je to zaradi zelo goste rumene nižje atmosfere z visokimi cirusnimi oblaki nad njimi.[22]
Spektroskopska opazovanja v prvem desetletju 20. stoletja so podala prve namige o Venerinem vrtenju. Vesto Slipher je poskuÅ¡al izmeriti Dopplerjev premik svetlobe z Venere, vendar ni ugotovil nobenega vrtenja. Predvideval je, da mora imeti planet precej daljÅ¡o vrtilno dobo od predhodno ocenjene.[23] KasnejÅ¡a opazovanja v petdesetih letih so pokazala, da je vrtenje vzvratno (retrogradno). Radarska opazovanja Venere so se prviÄ vrÅ¡ila v Å¡estdesetih letih, opravljena pa so bila prva merjenja vrtilne dobe, rezultati pa so bili zelo podobni danaÅ¡njim.[24]
Radarska opazovanja v sedemdesetih letih so prviÄ razkrila povrÅ¡je. Iz observatorija Arecibo so bili poslani pulzi radijskih valov z uporabo 300-metrskega radijskega teleskopa, odmevi pa so razkrili dve visoko odbojni podroÄji, Alpha in Beta. Opazovanja so tudi razkrila svetlo obmoÄje, ki je bilo pripisano goram, nato imenovanim Maxwell Montes.[25] Te tri znaÄilnosti so sedaj edine na Veneri, ki nimajo ženskih imen.
Najboljše radarske slike z Zemlje niso mogle razkriti podrobnosti, manjših od 5 km. Za bolj podrobne raziskave planeta je bilo potrebno poslati vesoljska vozila.
[uredi] Raziskave z vesoljskimi sondami
[uredi] Prvi poskusi
Prva odprava brez ÄloveÅ¡ke posadke proti Veneri in tudi prva proti kateremukoli planetu se je priÄela 12. februarja 1961 z izstrelitvijo sonde Venera 1. Bila je prvo vozilo zelo uspeÅ¡nega sovjetskega programa Venera. Izstreljena je bila na tirnico z neposrednim trÄenjem, vendar je bil stik z njo izgubljen okoli 2 milijona km od Zemlje, sedem dni po izstrelitvi. Ocenjeno je bilo, da je v sredini maja zgreÅ¡ila Venero za okoli 100.000 km.
Raziskovanje Venere s strani ZDA se je prav tako zaÄelo z izgubo sonde Mariner 1 ob izstrelitvi. SledeÄa odprava Mariner 2 je doživela veÄ uspeha in je po 109-dnevni prestopni tirnici 14. decembra 1962 postala prva uspeÅ¡na medplanetarna odprava na svetu, ko je na oddaljenosti 34.833 km letela nad povrÅ¡jem Venere. Njeni mikrovalovni in infrardeÄi radiometri so razkrili, da so vrhovi Venerinih oblakov hladni, je pa zato povrÅ¡je zelo vroÄe. Izmerjena je bila temperatura vsaj 425°C, kar je pokonÄalo upe o obstoju življenja na povrÅ¡ju. Mariner 2 je pridobil tudi izboljÅ¡ane ocene o masi Venere in velikosti astronomske enote, vendar pa ni mogel zaznati ne magnetnega polja ne sevalnih pasov.[26]
[uredi] Vstopi v ozraÄje
Sonda Venera 3 je na Veneri pristala 1. marca 1966. To je bil prvi ÄloveÅ¡ki predmet, ki je vstopil v ozraÄje in padel na povrÅ¡je drugega planeta. Vendar pa je komunikacijski sistem sonde odpovedal Å¡e pred vstopom v ozraÄje, zato ni mogel vrniti uporabnih podatkov o planetu. Naslednje sreÄanje sonde brez ÄloveÅ¡ke posadke se je zgodilo 18. oktobra 1967, ko je Venera 4 uspeÅ¡no vstopila v ozraÄje in izvedla Å¡tevilne znanstvene preizkuse. Venera 4 je pokazala, da je temperatura povrÅ¡ja Å¡e viÅ¡ja od tiste, ki jo je izmeril Mariner 2 in sicer skoraj 500°C, ozraÄje pa vsebuje med 90 in 95 % ogljikovega dioksida. Venerino ozraÄje je bilo precej gostejÅ¡e kot pa so predvidevali naÄrtovalci sonde, zato je bil spust s padalom prepoÄasen in so se baterije izpraznile Å¡e pred dosegom povrÅ¡ine. Venera 4 je podatke vraÄala 93 minut, zadnji odÄitek pritiska pa je znaÅ¡al 18 barov na viÅ¡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 uspeÅ¡na, je bila sonda predelana za odpravo na Venero. Zbirka inÅ¡trumentov je bila precej bolj obÄutljiva kot pri Marinerju 2, predvsem preizkus z radijsko okultacijo. Vrnjeni so bili podatki o sestavi, pritisku in gostoti Venerinega ozraÄja.[27] Skupne podatke Venere 4 in Marinerja 5 je v sledeÄem letu s serijo kolokvijev analizirala skupna znanstvena ekipa Sovjetske zveze in Združenih držav Amerike, kar je bil zgodnji primer vesoljskega sodelovanja.
Sovjetska zveza je na podlagi pridobljenih izkuÅ¡enj januarja 1969 v petih dneh izstrelila dve identiÄni sondi in sicer Venero 5 in Venero 6. Na Venero sta prispeli 15. in 16. maja istega leta. Sondi sta bili ojaÄani, da bi zdržali veÄjo globino pred stisnjenjem (in sicer 25 atmosfer), opremljeni pa sta bili z manjÅ¡im padalom, da bi se hitreje spuÅ¡Äali. Ker so takratni modeli ozraÄja predvidevali pritisk na povrÅ¡ju med 75 in 100 atmosferami, ni bilo priÄakovati, da bi katera preživela do povrÅ¡ja. Sondi sta dobrih 50 minut oddajali podatke o ozraÄju do viÅ¡ine 20 km nad povrÅ¡jem, tam pa jih je zraÄni tlak stisnil do uniÄenja.
[uredi] Znanost na površini
Venera 7 je bila naslednja stopnja pri osvajanju Venere. Bila je zgrajena tako, da je lahko zdržala tlak 180 barov. Modul je bil pred vstopov v ozraÄje ohlajen ohlajen, opremljen pa je bil s posebnim zmanjÅ¡anim padalom, ki je padanje omejil na 35 minut. Sonda je v ozraÄje vstopila 15. decembra 1970, pri tem pa se je padalo verjetno delno strgalo, zato je sonda padla na povrÅ¡je, vendar ne premoÄno. Najverjetneje se je prevrnila na eno stran, vendar je 23 minut oddajala Å¡ibek signal, v katerem so bili temperaturni podatki, kar je bila prva telemetrija s povrÅ¡ja kakega drugega planeta.
Program Venera se je nadaljeval z Venero 8, ki je 50 minut vraÄala podatke s povrÅ¡ja ter Venero 9 in Venero 10, ki sta poslali prve slike Venerinega povrÅ¡ja. Obe pristajalni mesti sta bili zelo razliÄni. Venera 9 je pristala na poboÄju 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 Äasu pa so Združene države 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 najboljÅ¡e do takrat posnete, so pokazale, da je planet skoraj brez znaÄilnosti v vidni svetlobi, v ultravijoliÄni pa so se pokazale podrobnosti v oblakih, ki z Zemlje niso bile vidne.[28]
AmeriÅ¡ki projekt Pioneer Venus je bil sestavljen iz dve loÄenih odprav.[29] Pioneer Venus Orbiter je 4. decembra 1978 vstopil v eliptiÄno tirnico okoli Venere in tam ostal veÄ kot 13 let, pri tem pa preuÄeval ozraÄje in z radarjem kartografiral povrÅ¡je. plovilo Pioneer Venus Multiprobe je spustilo pet sond, ki so 9. decembra 1978 vstopile v ozraÄje in vrnile podatke o sestavi, vetrovih in toplotnih tokovih.
V naslednjih Å¡tirih letih je priÅ¡lo Å¡e do Å¡tirih odprav programa Venera. Venera 11 in Venera 12 sta pristali na Veneri decembra 1978 in zaznali elektriÄne nevihte, Venera 13 in Venera 14 pa v zaÄetku marca 1982, ko sta vrnili prve barvne fotografije povrÅ¡ja. Vse Å¡tiri odprave so v zgornjem ozraÄju uporabile padalo za zaviranje, na viÅ¡ini okoli 50 km pa so jih zavrgle, saj je gostejÅ¡e spodnje ozraÄje nudilo dovolj trenja, da je priÅ¡lo do mehkega pristanka. Venera 13 in 14 sta analizirali vzorce tal s fluoroscenÄnim spektrometrom X-žarkov ter poskuÅ¡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 zakljuÄil oktobra 1983, ko sta se v tirnico utirila Venera 15 in Venera 16, da bi kartografirala povrÅ¡je Venere z radarjem z umetno režo.
Sovjetska zveza pa Å¡e ni zakljuÄila z Venero in je leta 1985 izkoristila priložnost in združila odpravi na Venero in Halleyev komet, ki je tistega leta preÅ¡el notranje OsonÄje. 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 zgornje ozraÄje. Balona sta dosegla viÅ¡ino okoli 53 km, kjer sta temperatura in tlak podobna razmeram na Zemljinem povrÅ¡ju, Delovala sta okoli 46 ur in odkrila, da je Venerino ozraÄje precej bolj razburkano od prejÅ¡nih predpostavk, saj se tam nahajajo moÄni vetrovi in konvekcijske celice.[30]
[uredi] Radarsko kartografiranje
AmeriÅ¡ko vesoljsko plovilo Magellan, ki naj bi z radarjem kartografiralo Venero, je bilo izstreljeno 4. maja 1989.[5] Magellan je v Å¡tirih letih in pol posnel slike z visoko loÄljivostjo, ki so daleÄ presegale vse prejÅ¡ne zemljevide in so bile primerljive s fotografijami drugih planetov v vidni svetlobi. Magellan je posnel preko 98 % Venerine povrÅ¡ine z radarjem in preko 95 % gravitacijskega polja. Na koncu odprave v letu 1984 je bil namensko poslan v uniÄenje v ozraÄje Venere, da bi lahko ocenili njegovo gostoto. Venero sta opazovali Å¡e vesoljski plovili Galileo in Cassini ob mimoletih do svojih ciljev v zunanjem OsonÄju, vendar pa je bila Magellan v naslednjem desetletju zadnja odprava, 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 uspeÅ¡no vtirila v polarno tirnico okoli planeta. Venus Express bo podrobno preuÄil Venerino ozraÄje in oblake, prav tako pa bo kartografiral planetovo plazemsko okolje in znaÄilnosti povrÅ¡ja, posebej Å¡e temperaturo. Odprava naj bi trajala 500 zemeljskih dni, kar je okoli dve Venerini leti.[31]
[uredi] Viri
- ^ 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 podroÄjih Atalanta Planitia, Beta Regio in Thetis Regio), Journal of Geophysical Research, v.104, p. 8441-8462
- ^ Kaufmann W.J. (1994), Universe (Vesolje), W.H. Freeman, New York, p. 204
- ^ a b c Frankel C. (1996), Volcanoes of the solar system (Ognjeniki SonÄevega sistema), Cambridge University Press, Cambridge, New York
- ^ Batson R.M., Russell J.F. (1991), Naming the Newly Found Landforms on Venus (Imenovanje novoodkritih površinskih oblik na Veneri), Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65
- ^ a b Young C. (Editor) (avgust 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide (Vodnik po Venerinem raziskovalcu Magellan), JPL Publication 90-24, Kalifornija, ZDA: Jet Propulsion Laboratory.
- ^ 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
- ^ Strom R.G., Schaber G.G., Dawsow D.D. (1995), The global resurfacing of Venus (Globalna preureditev površine Venere), Journal of Geophysical Research, vol. 99, p. 10,899-10,926
- ^ Herrick R.R., Phillips R.J. (1993), Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population (UÄinke Venerinega ozraÄja na prihajajoÄe meteoroide in populacija udarnih kraterjev), Icarus, v. 112, p. 253-281
- ^ Kasting J.F. (1988), Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus (Pobezljana in vlažna toplogredna ozraÄja ter evolucija Zemlje in Venere), Icarus, v. 74, p. 472-494
- ^ Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu.M. (1979), Dust on the surface of Venus (Prah na površju Venere), Kosmicheskie Issledovaniia, v. 17, p. 280-285
- ^ Krasnopolsky V.A., Parshev V.A. (1981), Chemical composition of the atmosphere of Venus (KemiÄna sestava ozraÄja Venere), Nature, v. 292, p. 610-613
- ^ 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
- ^ 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
- ^ Correia A.C.M., Laskar J. (2003), Long-term evolution of the spin of Venus; numerical simulations (DolgoroÄna evolucija vrtenja Venere; numeriÄne simulacije), Icarus, v.163, p.24-45
- ^ Gold T., Soter S. (1969), Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus (Atmosferska plima in resonanÄno vrtenje Venere), Icarus, v. 11, p 356-366
- ^ Espenak, Fred (1996). NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006. Twelve Year Planetary Ephemeris Directory (Dvanastletni imenik planetnih efemerid). NASA. Pridobljeno dne 20. junij 2006.
- ^ Krystek, Lee. Natural Identified Flying Objects (Identificirani leteÄi predmeti naravnega izvora). The Unnatural Museum. Pridobljeno dne 20. junij 2006.
- ^ 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
- ^ Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics. Astronomy 161; The Solar System (SonÄev sistem). Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. Pridobljeno dne 20. junij 2006.
- ^ Russell H.N. (1899), The Atmosphere of Venus (OzraÄje Venere), Astrophysical Journal, v. 9, p.284
- ^ Hussey T. (1832), On the rotation of Venus (O vrtenju Venere), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v. 2, p.78
- ^ Ross F.E. (1928), Photographs of Venus (Fotografije Venere), Astrophysical Journal, vol. 68, p.57
- ^ Slipher V.M. (1903), A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus (Spektrografske preiskave hitrosti vrtenja Venere), Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35
- ^ 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
- ^ Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H. (1976), New radar image of Venus (Nova radarska slika Venere), Science, v. 193, p. 1123
- ^ Jet Propulsion Laboratory (1962). "Mariner-Venus 1962 Final Project Report (KonÄno poroÄilo o projektu Mariner-Venus 1962)". SP-59. NASA.
- ^ Eshleman V, Fjeldbo G (1969). "The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment (OzraÄje Venere s preuÄevanjem preizkusa dvofrekveÄne radijske okultacije Marinerja 5)". SU-SEL-69-003. NASA.
- ^ Dunne, J & Burgess E (1978). "The Voyage of Mariner 10 (Potovanje Marinerja 10)". SP-424. NASA.
- ^ Colin L, Hall C (1977). "The Pioneer Venus Program (Program Pioneer Venus)". Space Science Reviews 20.
- ^ 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.
- ^ Venus Express. ESA Portal. Pridobljeno dne 27. maj, 2006.
[uredi] Zunanje povezave
- Venera na Devet planetov
- Sovjetsko raziskovanje Venere
- Katalog slik sovjetskega programa Venera
- Nasina stran o odpravah Venera
- DomaÄa stran odprave Magellan
- Nasine informacije o odpravi Pioneer Venus
- Podrobni podatki o prehodih Venere
- Uradni list USGS planetarne nomenklature: Venera
- Venerina geoda, spletni iskalnik po povrÅ¡inskih znaÄilnostih
- Zemljevidi Venere na NASA World Wind
- Venustoday.com - novice o Veneri
- Rekalibrirane slike povrÅ¡ja od sovjetskih landerjev. Prej nevidne znaÄilosti so sedaj vidne.
Zvezda: Sonce |
Planeti: Merkur | Venera | Zemlja | Mars | Jupiter | Saturn | Uran | Neptun |
Mala telesa: Asteroidi | Kentavri | ÄŒNT | Kometi | Meteoroidi |
Sateliti: Zemeljski | Marsovi | Jupitrovi | Saturnovi | Uranovi | Neptunovi |
Pritlikavi planeti: Ceres | Pluton | Erida |
Populacije: Asteroidni pas | Kuiperjev pas | Razpršeni disk | Oortov oblak |
Glej tudi astronomska telesa, seznam teles v OsonÄju po tirnici, po polmeru in po masi. |