Википедија

Венера — разлика између измена

Интерактиван преглед историје
← Старија изменаНовија измена →
Садржај обрисан Садржај додат
ВизуелноВикитекст
м Dodavanje datuma u šablone za održavanje i/ili sredjivanje referenci
Autobot (разговор | доприноси)
1.572.075 измена
м Разне исправке
Ред 104:
На површини планете се налази свега неколико ударних [[Метеорит|метеорских]] кратера, што имплицира релативну младост површинског дела планете, од око 300 до 600 милиона година.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Strom1994" /> На површини Венере се налази неколико специфичних облика вулканског рељефа карактеристичних искључиво за ову планету. Међу њима издвајају се вулканска узвишења са заравњеним, и на моменте готово углађеним врховима, која својом физиономијом доста подсећају на палачинке. Та узвишења називају се ''[[фарум|фара]]'' (-{''farra''}-) и њихове димензије варирају између 20 и 50 км у пречнику, односно између 100 и 1.000 метара висине. Регистровано је и постојање звездастих површинских фрактура које се називају ''нове'' (-{''novae''}-), затим полукружне концентричне пукотине које подсећају на паукове мреже ''[[арахноид]]е'' и ''[[корона (астрогеологија)|короне]]'' (-{''coronae''}-) као систем прстенастих депресија и раседа.<ref name="Frankel" />
 
Већина рељефних формација на Венери добила је имена по женама из историје и митологије.<ref>{{cite conference|author1=Batson, R.M. |author2last2=F|first2=Russell J. F. |title=Naming the Newly Found Landforms on Venus|booktitle=Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII|date= 18–22 March 1991|location=Houston, Texas|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1033.pdf|format=PDF|accessdate = 12. 7. 2009.|pages=65}}</ref> Изузетак су једино планина Максвел која је име добила по [[шкотска|шкотском]] математичару и физичару [[Џејмс Клерк Максвел|Џејмсу Максвелу]] и висоравни [[Алфа регио|Алфа]], [[Бета регио|Бета]] и [[Овда регио|Овда]]. Поменути локалитети су добили имена пре него што је [[Međunarodna astronomska unija|Међународна астрономска унија]] усвојила јединствени систем планетарне номенклатуре.<ref name="jpl-magellan">{{Cite book|editor=Young, C.|url=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html|date=August 1990|title=The Magellan Venus Explorer's Guide|edition=JPL Publication 90-24|publisher=Jet Propulsion Laboratory|location=California}}</ref>
 
Географске ширине локалитета на површини Венере одређују се у односу на почетни меридијан који се првобитно налазио јужно од области Алфа у самом средишту овалног рељефног облика означеног именом Ив (Ева).<ref name="Davies_1994">{{cite journal| doi = 10.1007/BF00693410| last1 = Davies| first1 = M. E.| last2 = Abalakin| first2 = V. K.| last3 = Bursa| first3 = M.| last4 = Lieske| first4 = J. H.| last5 = Morando| first5 = B.| last6 = Morrison| first6 = D.| last7 = Seidelmann| first7 = P. K.| last8 = Sinclair| first8 = A. T.| last9 =Yallop| first9 = B.|year=1994| title = Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites| journal = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy| volume = 63| issue = 2| bibcode = 1996CeMDA..63..127D|pages=127}}</ref> Након окончања неких истраживачких мисија на Венери, редефинисан је локалитет почетног меридијана за који је одређен меридијан који пролази преко централног дела кратера Аријадна.<ref>{{cite web|url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/WGCCRE/constants/iau2000_table1.html|title=USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)|accessdate = 22. 10. 2009.}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide8.html|title=The Magellan Venus Explorer's Guide|accessdate = 22. 10. 2009.}}</ref>
Ред 164:
[[Атмосферски притисак]] на површини је за преко 92 пута виши у односу на Земљу (поређења ради, атмосферски притисак на површини Венере једнак је ономе на Земљи на дубини од 910 метара у океану). Укупна запремина Венерине атмосфере је 4,8 -{×}- 10<sup>20</sup> кг, што је око 93 пута више у односу на атмосферу Земље. Густина ваздуха на површини има вредности од 67 кг/м³ (што је вредност од 6,5% колико имају текуће воде на Земљи).<ref name=Basilevsky2003/> Због овако високих притисака на површини, угљен-диоксид губи својства гаса и прелази у стање „суперкритичног флуида“ (када температуре и притисци прелазе вредности критчне тачке неког елемента) који прекрива површински део планете. Тај омотач од суперкритичног угљен-диоксида је одличан проводник топлоте и знатно ублажава температурне разлике између дана и ноћи (који трају 56 земаљских дана).<ref name=Fegley1997>{{Cite book|title=Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment)|author=Fegley, B. et al. |isbn=978-0-8165-1830-2 |publisher= University of Arizona Press|year=1997}}</ref>
 
Изразито високе концентрације [[угљен-диоксид|-{CO<sub>2</sub>}-]] у атмосфери заједно са воденом паром и сумпор-диоксидом стварају веома јак „[[ефекат стаклене баште]]“ која задржава највећи део сунчевог топлотног зрачења, те је са просечним површинским температурама од око 740[[Келвин|К]] (око 467 [[степен целзијуса|°C]]) Венера најтоплија планета у целом [[сунчев систем|Сунчевом систему]] (топлија чак и од [[Меркур]]а, иако прима и до 4 пута мање топлотне енергије). Просечне вредности површинских температура су изнад тачки топљења [[олово|олова]] (327&nbsp; °C), [[калај]]а (232&nbsp; °C) и [[цинк]]а (420&nbsp; °C). Дебео слој тропосфере такође смањује на минимум температурне разлике између дана и ноћи, упркос чињеници да због споре ротације један соларни дан на Венери траје 116,5 земаљских дана (обданица траје 58,3 земаљска дана).<ref name=Basilevsky2003/>
 
[[Датотека:AtmosphereofVenus sr.svg|450п|мини|л|Графички приказ атмосферског састава Венере.]]
 
Око 99% укупне масе атмосфере Венере отпада на тропосферу, од чега се око 90% укупне запремине налази у појасу до висине од 28 км од површине (на Земљи сличан однос је до висина од 10 км). На висинама од око 50 км вредности атмосферског притиска се изједначавају са вредностима на површине Земље.<ref name=Nave>{{cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/solar/venusenv.html|title=The Environment of Venus|last=Nave|first=Carl R. |work=Hyperphysics|publisher=Department of Physics and Astronomy, Georgia State University|accessdate = 23. 1. 2008.| archiveurl= http://web.archive.org/web/20080214034840/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/solar/venusenv.html| archivedate = 14. 2. 2008. | deadurl= no}}</ref> Тај појас означен је као тропопауза, односно гранична зона између горње тропосфере и доње мезосфере.<ref name=Patzold2007/> Према подацима са сонди ''[[Венера експрес]]'' и ''[[Магелан (спејс-шатл)|Магелан]]'' на висинама између 52,5 и 54 км температуре ваздуха имају вредности између 20—37&nbsp; °C, док је ваздушни притисак идентичан ономе на површини Земље на висини од 49,5 км.<ref name=Patzold2007/><ref name=Profiles>{{cite web|url=http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm|title=Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles|publisher=Shade Tree Physics|accessdate = 23. 1. 2008.| archiveurl= http://web.archive.org/web/20080205025041/http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm| archivedate = 5. 2. 2008. <!--DASHBot-->| deadurl= no}}</ref> Научно није искључено постојање неких животних облика на тим висинама атмосфере.<ref name="Cockell1999">{{cite journal| doi = 10.1016/S0032-0633(99)00036-7| last= Cockell| first = C. S.| title = Life on Venus| journal = Planetary and Space Science| volume = 47| issue = 12|date=December 1999| bibcode = 1999P&SS...47.1487C|pages=1487–1501}}</ref><ref>{{Wayback |date=20070807083309 |url=http://www.astrobio.net/news/article311.html |title=Venusian Cloud Colonies }} :: Astrobiology Magazine</ref><ref>Geoffrey A. Landis {{Wayback |date=20110807004311 |url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |title=Astrobiology: The Case for Venus }}</ref>
 
Брзине ветрова на Венери могу да се директно мере једино у горњим слојевима тропосфере, на висинама између 60 и 70 км, што одговара горњим границама облака.<ref name=Markiewicz2007>{{cite journal|last=Markiewicz|first=W.J.|title=Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus|journal=Nature|year=2007|volume=450|doi=10.1038/nature06320| bibcode=2007Natur.450..633M|pmid=18046394|issue=7170|author2=Titov, D.V.|last3=Limaye|first3=S.S.|last4=Keller|first4=H. U.|last5=Ignatiev|first5=N.|last6=Jaumann|first6=R.|last7=Thomas|first7=N.|last8=Michalik|first8=H.|last9=Moissl|first9=R.|pages=633–636}}</ref> Кретање облака обично се посматра у ултраљубичастом делу спектра где су контрасти између облака најинтензивнији.<ref name=Markiewicz2007/> Брзине ветрова на том нивоу су око 100 ± 10 м/с на географским ширинама испод 50°. Ветрови на Венери се крећу у [[ретроградно и директно кретање|ретроградном смеру]] пошто дувају у истом ретроградном правцу њене ротације.<ref name=Markiewicz2007/> Брзине ветрова се нагло смањују идући ка вишим географским ширинама, и на половима достижу вредности нула. Како се ветрови крећу знатно брже од брзина ротације планете ствара се ефекат такозване ''супер ротације атмосфере'', што значи да ваздушне струје обиђу пуни круг око планете много пре него што се изврши једна пуна ротација.<ref name=Landis2002>{{cite conference|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf|title=Atmospheric Flight on Venus|format=PDF| first=Geoffrey A.|last=Landis|last2=Colozza|first2=Anthony|author3= LaMarre, Christopher M|conference=40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics|place=Reno, Nevada, January 14–17, 2002|booktitle=Proceedings|pages=IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0|issue=5}}</ref> Ветрови се одликују и јаким вертикалним градијентом, односно у зони тропосфере им опадају брзине са висином за 3 м/с на сваки километар висине,<ref name=Svedhem2007/> тако да су брзине на површини знатно мање него на Земљи и износе у просеку од 0,3 до 0,1 м/с. Иако су ово веома мале брзине, ипак су због велике густине атмосфере довољне за покретање прашине и мањих стена по површини.<ref name=Basilevsky2003/><ref name=Moskin>{{cite journal|last=Moshkin|first=B.E.|coauthors=Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M.|year=1979|title=Dust on the surface of Venus|journal=Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research)|volume=17| bibcode=1979KosIs..17..280M|last2=Ekonomov|last3=Golovin|pages=280–285}}</ref>
Ред 175:
Поред најнижег слоја тропосфере, Венерина атмосфера састављена је још од [[мезосфера|мезосфере]] која се простире на висинама између 65 и 120 км и [[термосфера|термосфере]] која достиже горње границе атмосфере ([[егзосфера]]) на висинама од око 220 до 350 км од површине планете.<ref name=Patzold2007>{{cite journal|last=Patzold|first=M.|title=The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere| journal=Nature|year=2007| volume=450| doi=10.1038/nature06239| bibcode=2007Natur.450..657P|pmid=18046400|issue=7170|author2=Hausler,B.|last3=Bird|first3=M.K.|last4=Tellmann|first4=S.|last5=Mattei|first5=R.|last6=Asmar|first6=S. W.|last7=Dehant|first7=V.|last8=Eidel|first8=W.|last9=Imamura|first9=T.|pages=657–660}}</ref> Егзосфера је толико ретка да у њој готово не долази ни до каквих судара честица.
 
Венерина мезосфера је подељена у два слоја: нижи слој на висинама између 62 и 73 км<ref name=mesosphere1>Ове вредности одговарају онима изнад полова, док је најтања у подручјима око екватора (65 до 67 км).</ref> и виши слој на висинама између 73 и 95 км.<ref name=Patzold2007/> У нижем слоју температуре имају готово константне вредности од око -43&nbsp; °C (овај слој се поклапа са горњом границом облака). У вишем слоју температуре опадају до вредности од око -108&nbsp; °C на висинама од 95 км, односно до појаса [[мезопауза|мезопаузе]].<ref name=Patzold2007/> То је уједно и најхладнији део Венерине обданичне атмосфере.<ref name=Bertaux2007/> Мезопауза обухвата висине између 95 и 120 км и карактерише је константан раст температура, све до вредности блиских онима у слоју термосфере (од 27° до 127&nbsp; °C; подаци се односе на период обданице).<ref name=Bertaux2007/> Током ноћи температуре у термосфери падају на испод -173&nbsp; °C, чиме тај слој постаје најхладније подручје на Венери и често се назива ''криосфером'' („ледени омотач“).<ref name=Bertaux2007/>
 
Ваздушна струјања у слојевима мезосфере и термосфере се знатно разликују од оних у нижим слојевима атмосфере.<ref name=Bertaux2007>{{cite journal|last=Bertaux|first=Jean-Loup|title=A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO|journal=Nature|year=2007|volume=450 |doi=10.1038/nature05974 |bibcode=2007Natur.450..646B |pmid=18046397|issue=7170|author2=Vandaele, Ann-Carine |last3=Korablev|first3=Oleg |last4=Villard|first4=E. |last5=Fedorova|first5=A. |last6=Fussen|first6=D. |last7=Quémerais|first7=E. |last8=Belyaev|first8=D.|last9=Mahieux|first9=A.|pages=646–649}}</ref> На висинском појасу од 90—150 км ваздушна струјања крећу се из дневног ка ноћном делу планете, тако што се топао ваздух у току дана издиже, док се ноћу спушта. Спуштање топлих ваздушних маса током ноћи доводи до [[адијабатски процес|адијабатског]] загревања ваздуха у нижим слојевима и формирања топлијег слоја на висинама између 90 и 120 км.<ref name=Bertaux2007/> Температуре у том слоју мезосфере од -43&nbsp; °C су због тога знатно више у односу на вредности измерене у исто време у слоју термосфере (-173&nbsp; °C).<ref name=Bertaux2007/> Услед поменутог струјања ваздуха молекули кисеоника у ноћној мезосфери прелазе у јонизовано стање (<sup>1</sup>Δ<sub>g</sub>) услед процеса [[електролитичка дисоцијација|електролитичке дисоцијације]], који након отпуштања емитују инфрацрвено зрачење на таласним дужинама од 1,27 -{μm}-. Овакав вид зрачења на висинама између 90 и 100 км је лако уочљив за посматрање са Земље и из [[спејс-шатл]]ова.<ref name=Drossart2007>{{cite journal|last=Drossart|first=P.|title=A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express|journal=Nature|year=2007|volume=450|doi=10.1038/nature06140| bibcode=2007Natur.450..641D|pmid=18046396|issue=7170|author2=Piccioni, G.|last3=Gerard|first3=G.C.|last4=Lopez-Valverde|first4=M. A.|last5=Sanchez-Lavega|first5=A.|last6=Zasova|first6=L.|last7=Hueso|first7=R.|last8=Taylor|first8=F. W.|last9=Bézard|first9=B.|pages=641–645}}</ref> Горњи слојеви ноћне мезосфере и термосфера су такође извори глобалне [[равнотежно стање (термодинамика)|термодинамичке ревнотеже]] у којој емисије [[угљен-диоксид|-{CO}-<sub>2</sub>]] и [[азот моноксид|-{NO}-]] „сносе одговорност“ за ниске температуре ноћне термосфере.<ref name=Drossart2007/>
 
Године 2011. откривено је постојање танке [[озонски омотач|озоносфере]] на висинама од око 100 км.<ref>{{cite news| url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-15203281|title= Venus springs ozone layer surprise| last=Carpenter| first=Jennifer|date = 7. 10. 2011.|publisher=BBC|accessdate = 8. 10. 2011.}}</ref>
Ред 187:
[[Датотека:PIA00072 Venus Cloud Patterns - colorized and filtered.jpg|мини|д|250п|Облачне масе на Венери снимљене [[1990]]. преко УВ филтера (због тога плава боја).]]
 
Облаци у Венериној атмосфери су доста дебели и састављени су од честица [[сумпор-диоксид]]а и капљица [[сумпорна киселина|сумпорне киселине]].<ref name=Krasnopolsky>{{cite journal|last=Krasnopolsky|first=V.A.|author2=Parshev V.A.|year=1981|title=Chemical composition of the atmosphere of Venus| journal= Nature |volume=292 |issue=5824| bibcode=1981Natur.292..610K|doi=10.1038/292610a0|pages=610–613}}</ref> Како ови облаци рефлектују преко 75% укупног [[соларна енергија|сунчевог зрачења]]{{напомена|Поменута вредност означава сферни албедо, док је вредност геометријског албеда око 85%.}} које пада на ову планету, ствара се ефекат замагљености који отежава директно посматрање њене површине.<ref name=Basilevsky2003/> Овако велики степен рефлексије доводи до тога да је количина одбијене сунчеве енергије готово једнака оној примљеној, што би значило да потенцијална [[соларна ћелија]] у орбити око Венере има могућност непрестаног снабдевања соларном енергијом.<ref name=SolarAirPlane>{{cite journal|bibcode=2001AIPC..552...16L|title=Exploring Venus by Solar Airplane|first=Geoffrey A.|last=Landis|publisher=American Institute of Physics|year=2001|journal=AIP Conference Proceedings|volume=522|doi=10.1063/1.1357898|pages=16–18}}</ref> Венера има највише вредности геометријског [[албедо|албеда]] у односу на преосталих 7 планета [[сунчев систем|Сунчевог система]]. На основу података са сонде ''[[Венера експрес]]'' познато је да је дебљина облајка у ноћном делу атмосфере знатно већа у поређењу са дневним делом. Тако је дебљина облака у дневном делу атмосфере процењена на око 20 км са горњом границом простирања од 65 км, док се у ноћном делу атмосфере горња граница пење до висина од 90 до 105 км.<ref name=CloudyWorld>{{cite web|url=http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319|title=Flying over the cloudy world&nbsp; – science updates from Venus Express|publisher=Venus Today|date = 12. 7. 2006.|accessdate = 17. 1. 2007.}}</ref>
''
Облачност је изразито велика, а због велике густине облака јако мале количине сунчева светла допиру до површине планете, видљивост је свега око 3 км, а количина светлости у границама између 5.000 и 10.000 [[лукс|-{lx}-]]. Самим тим и влажност ваздуха је екстремно ниска и износи свега до 0,1%.<ref name=Koehler>{{cite journal|last=Koehler|first=H. W.| bibcode=1982S&W....21..282K|title=Results of the Venus sondes Venera 13 and 14|journal=Sterne und Weltraum|volume=21|year=1982|pages=282-}}</ref>
Ред 221:
|accessdate = 12. 4. 2007.}}</ref>
 
Венера је вероватно настала из соларне маглице која је своје садашње карактеристике добила услед планетарних пертурбација, хаотичних кретања честица и утицаја сунчеве гравитације. Дужина ротационог периода представља један вид равнотежног стања између јаке гравитационе силе Сунца која тежи да успори ротацију и атмосферских кретања.<ref>{{cite journal|author1=Correia, Alexandre C. M. |author2last2=Laskar, |first2=Jacques |author3=de Surgy, Olivier Néron |title=Long-term evolution of the spin of Venus I. theory| journal=Icarus| volume=163|issue=1|date=May 2003|url=http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/preprints/prep.2002/venus1.2002.pdf|format=PDF|doi=10.1016/S0019-1035(03)00042-3|bibcode=2003Icar..163....1C|pages=1–23}}</ref><ref>{{cite journal |author1=Correia, A. C. M. |author2=Laskar, J. |year=2003|title=Long-term evolution of the spin of Venus: II. numerical simulations| journal= Icarus|volume=163|issue=1|url=http://www.imcce.fr/Equipes/ASD/preprints/prep.2002/venus2.2002.pdf| format=PDF| doi=10.1016/S0019-1035(03)00043-5|bibcode=2003Icar..163...24C|pages=24–45}}</ref> Период од свака 584 дана када је Венера најближа Земљи поклапа се са трајањем 5 соларних дана на овој планети.<ref>{{cite journal|author1=Gold, T. |author2=Soter, S. |year=1969|title= Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus|journal=Icarus|volume=11|issue=3|pages=356–366
|doi=10.1016/0019-1035(69)90068-2|bibcode=1969Icar...11..356G}}</ref><ref name=apj2_230_L123>{{Cite journal |last1=Shapiro| first1=I. I. |last2=Campbell| first2=D. B. | last3=de Campli | first3=W. M. | title=Nonresonance rotation of Venus | journal=Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor | volume=230 |pages=L123–L126 |date=June 1979 | doi=10.1086/182975 | bibcode=1979ApJ...230L.123S }}</ref>
 
Ред 235:
[[Датотека:Phases Venus.jpg|мини|д|250п|Фазе [[венерине мене|Венериних мена]].]]
 
После [[сунце|Сунца]] и [[Месец]]а, Венера је гледано са површине Земље најсјајнији објекат на [[хоризонт (астрономија)|хоризонту]] и сјајнија је од свих звезда видљивих на небу. Највећу вредност [[привидна звездана величина|привидне магнитуде]] од -4,9 достиже када је у близини Земље у фази половичне видљивости (полумесец).<ref name="JPL-Horizons">{{cite web|date=2006-Feb-27 (GEOPHYSICAL DATA) |title=HORIZONS Web-Interface for Venus (Major Body=299)|publisher=JPL Horizons On-Line Ephemeris System |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi?find_body=1&body_group=mb&sstr=299|accessdate = 28. 11. 2010.}}</ref>{{напомена|Астрометријски систем -{''JPL Horizons''}- одредио је вредност привидне магнитуде Венере за дан 8. децембар 2013. године на вредност од −4,89<ref name="JPL-Horizons"/>}} Привидна звездана величина Венере пада на -3,0 када се налази у фази „иза Сунца“.<ref name="MallamaSky">Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky and Telescope 121 (1): 51–56.</ref> Венеру је могуће видети и у сред дана за ведрог времена, односно видљива је голим оком када се Сунце налази ниско на хоризонту.<ref>{{cite news|url=http://www.skyandtelescope.com/community/skyblog/observingblog/116925708.html|title=See Venus in Broad Daylight!|publisher=Sky & Telescope|last=Flanders|first=Tony|date = 25. 2. 2011.}}</ref> Као једна од „инфериорних планета“{{напомена|Појмови „инфериорна“ и „супериорна“ планета потичу из геоцентричне космологије [[Клаудије Птолемеј|Клаудија Птолемеја]], по којој су „инфериорним“ планетама сматране оне планете чије су путање увек колинеарне са Земљом и Сунцем, што није случај са „супериорним планетама“. У прву групу убрајају се Венера и [[Меркур]], док су супериорним сматрани [[Марс]], [[Јупитер]] и [[Сатурн]]. Касније је [[Никола Коперник]] одбивши геоцентрични систем, поделу на инфериорне и супериорне базирао на удаљености од Сунца у односу на Земљу.<ref>{{Cite book|author1last1=Lakatos, |first1=Imre |author2=Worrall, John |author3last3=Currie, |first3=Gregory |editor1=Worrall, John |editor2=Currie, Gregory |year=1980| title=The Methodology of Scientific Research Programmes| publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-28031-0|pages=186}}</ref> }} Венерин угао [[елонгација|елонгације]] најчешће има вредност од 47°, што је знатно више од [[Меркур]]а чија је елонгација до 28°, што значи да је Венера видљива на ноћном небу знатно дуже по заласку Сунца.<ref name="ephemeris">{{cite web|last=Espenak| first=Fred|year=1996|url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/TYPE/venus2.html#ve2006|title=Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006|work=NASA Reference Publication 1349|publisher=NASA/Goddard Space Flight Center|accessdate = 20. 6. 2006.}}</ref>
 
Њен изглед на небеском своду гледано са Земље мења се од положаја када је најсјајнија на јутарњем небу и тада је позната као ''звезда Даница'', до позиције када је најсјајнија после заласка Сунца (''Вечерњача''). Кроз историју често је била предмет погрешних закључака и неретко је означавана као ''[[неидентификовани летећи објекат]]'' на ноћном небу, па је тако некадашњи председник [[Сједињене Америчке Државе|Сједињених Држава]] [[Џими Картер]] [[1969]]. године, видевши Венеру на ноћном небу, сматрао да је видео НЛО објекат.<ref>{{cite web|last=Krystek|first=Lee|url=http://www.unmuseum.org/ifonat.htm|title=Natural Identified Flying Objects|publisher=The Unngatural Museum|accessdate = 20. 6. 2006.}}</ref>
Ред 277:
Мало тога се знало о Венери као планети пре интензивнијих истраживања која су почела да се проводе током [[20. век|XX века]]. Без прецизнијих уређаја било је готово немогуће открити неке карактеристике површине планете и њене атмосфере, и тек открићем и усавршавањем астрономске [[спектроскопија|спектроскопије]], [[радар]]ске и технике посматрања [[ултраљубичасто зрачење|ултраљубичастог зрачења]] то се променило. Прва посматрања УВ спектра Венере вршена су током двадесетих година прошлог века и омогућила су детаљнија осматрања која су била готово немогућа у видљивом и [[инфрацрвена светлост|инфрацрвеном делу спектра]]. на основу тих осматрања која је вршио амерички астроном [[Френк Елмор Рос]] и практично је доказано постојање густе атмосфере обавијене густим [[цирус]]ним [[облак|облацима]].<ref>{{cite journal|last=Ross| first=F. E.|year=1928|title=Photographs of Venus|volume=68–92|journal=Astrophysical Journal| doi =10.1086/143130|bibcode=1928ApJ....68...57R|pages=57}}</ref>
 
Спектроскопска осматрања вршена средином прошлог века омогућила су да се дође до првих конкретних закључака о Венериној ротацији. Амерички астроном [[Весто Слајфер]] је покушавајучи да измери вредности [[доплеров ефекат|доплеровог ефекта]] светлости са Венере покушао да утврди тачну ротацију, и након година рада дошао је до закључка да је период ротације Венере знатно дужи него што се раније мислило.<ref>{{cite journal|last=Slipher|first=V. M.|year=1903|title=A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus|journal=Astronomische Nachrichten|volume=163 |issue=3–4| bibcode=1903AN....163...35S|doi=10.1002/asna.19031630303|pages=35}}</ref> Каснија истраживања вршена педесетих година прошлог века утврдила су ретроградни карактер ротације. Прве прецизније представе о ротационом периоду Венере објављене су током 1960-их као последица радарских посматрања која су тада вршена.<ref>{{cite journal|author1=Goldstein, R. M. |author2=Carpenter, R. L. |year=1963|title=Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements|journal=Science|volume=139|doi=10.1126/science.139.3558.910|pmid=17743054|issue=3558|bibcode = 1963Sci...139..910G |pages=910–911}}</ref> На основу радарских осматрања вршених током седамдесетих година по први пут се дошло до значајних помака у проучавању површине Венере. Осматрања путем радио таласа из [[Аресибо (телескоп)|опсерваторије Аресибо]] утврдила су постојање два изразито снажна рефлектујућа региона на површини који су означени као Алфа и Бета, а такође је утврђено и постојање светлијих регија које су означене као планине, попут [[Максвел монтес|Максвелове планине]] (што је планина виша то је на радарском снимку светлија, пошто радио таласи брже стижу до ње и одбијају се назад).<ref>{{cite journal|author1=Campbell, D. B. |author2=Dyce, R. B. |author3last3=H|first3=Pettengill G. H. |year=1976|title=New radar image of Venus|journal=Science|volume=193| doi=10.1126/science.193.4258.1123|pmid=17792750|issue=4258|bibcode = 1976Sci...193.1123C |pages=1123–1124}}</ref> Уједно то су и једина три геолошка објекта на Венери која немају женска имена.<ref>{{cite web
|last=Young|first=Carolynn|date=August 1990|title=Chapter 8, What's in a Name?|work=The Magellan Venus Explorer's Guide|publisher=NASA/JPL|url=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide8.html|accessdate = 21. 7. 2009.}}</ref>
 
Ред 290:
 
Сонда [[Венера-3]] је [[1. март]]а [[1966]]. успела да уђе у Венерину атмосферу и да се приземљи на површину планете, чиме је постала први објекат изграђен људским рукама који се спустио на површину неког небеског тела. Због квара на комуникационом систему непосредно пре слетања сонда није успела да пошаље ни једну повратну информацију.<ref name="mitchell_2">{{cite web|last=Mitchell|first=Don|year=2003
|work=The Soviet Exploration of Venus|title=Plumbing the Atmosphere of Venus|url = http://www.mentallandscape.com/V_Lavochkin1.htm|accessdate = 27. 12. 2007.}}</ref> Већ наредна сонда Венера-4 имала је више успеха након што је [[18. октобар|18. октобра]] [[1967]]. успешно ушла у атмосферу и започела научна мерења. Сонда је измерила вредности површинских температура од око 500&nbsp; °C, те удео [[угљен-диоксид]]а у укупном саставу атмосфере од скоро 95%. Како је Венерина атмосфера знатно веће густине него што су инжињери сонде Венера-4 претпостављали, њено спуштање на површину је трајало знатно дуже због чега су се батерије на уређају готово истрошиле и пре самог слетања на површину. Према повратним информацијама са сонде приликом слетања (повратне информације стигле након 93 минута), вредности ваздушног притиска на висинама од 24,96 км износиле су 18 [[бар (јединица)|бара]].<ref name="mitchell_2" />
 
Свега дан касније пошто је сонда [[Венера-4]] неуспешно слетела на површину, америчка сонда [[Маринер 5]] која је првобитно изграђена као резервна варијанта за сонду [[Маринер 4]] која је истраживала [[Марс]], прелетела је изнад горњих врхова облака на мање од 4.000 км.<ref>{{cite journal|author=Eshleman, V.; Fjeldbo, G.|title=The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment|publisher=NASA|year=1969|version=SU-SEL-69-003|url=http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19690011426_1969011426.pdf |format=PDF|bibcode=1969RaSc....4..879F|last2=Eshleman
|volume=4|journal=Radio Science|doi=10.1029/RS004i010p00879|issue=10|pages=879}}</ref> Резултати добијени са сонди Венера-4 и Маринер-5 заједнички су анализирани од стране мешовитог совјетско-америчког истраживачког тима.<ref>{{cite conference|title=Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII|date= 11–24 May 1969|location=Prague, Czechoslovakia|booktitle=Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium|publisher=National Academy of Sciences|pages=94}}</ref><ref>{{cite web|author1last1=Sagdeev, |first1=Roald |author2=Eisenhower, Susan |date = 28. 5. 2008.|title=United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War|url=http://www.nasa.gov/50th/50th_magazine/coldWarCoOp.html|accessdate = 19. 7. 2009.}}</ref>
 
Током јануара [[1969]]. године ка Венери су у размаку од пет дана упућене две сонде [[Венера-5]] и [[Венера-6]] које су у атмосферу око планете доспеле током 16. и 17. маја исте године. Сонде су у техничком смислу биле знатно напредније у односу на претходне мисије, и конструисане су да издрже атмосферске притиске до 25 бара. Како су површински притисци на планети у то време процењени на вредности између 75 и 100 бара нико није очекивао да ће сонде преживети спуштање на површину, те су обе сонде већ 50 минута након слања повратних информација уништене услед високих притисака на висинама од око 20 км изнад површине.<ref name="mitchell_2" />
Ред 335:
Агенција НАСА је у оквиру [[Програм Нове границе|''Програма Нове границе'']] разматрала слање лендера -{''[[Venus In-Situ Explorer]]''}- ка Венери чији би основни циљеви били проучавање елементалних и минералних структуралних делова реголита. У исто време разматрано је и слање посебне сонде -{''[[SAGE]]''}- намењене геохемијским испитивањима атмосфере и површине, али се убрзо одустало од те идеје.<ref>{{cite web | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2009/dec/HQ_09-296_New_Frontiers_Candidates.html | title=New Frontiers missions 2009 | publisher=NASA | accessdate = 9. 12. 2011. }}</ref>
 
[[Федерална космичка агенција]] [[русија|Русије]] планира слање мисије [[Венера-Д]] која би сличним методом као последње две сонде из Пројекта Венера вршила обимна испитивања атмосфере и површине Венере. Сонда би требало да се у форми лендера спусти на површину планете.<ref>{{cite web|title= Atmospheric Flight on Venus|work=NASA Glenn Research Center Technical Reports |url= http://gltrs.grc.nasa.gov/Citations.aspx?id=1568|accessdate = 18. 9. 2008.}}</ref> Од октобра 2015. године челници руског института [[Институт за истраживање свемира Руске академије наука|IKI RAN]] воде разговоре са челницима агенције НАСА о заједничком спровођењу ове мисије.<ref>{{cite web|title=U.S.-Russian talks on Venus mission resume |url=http://spaceflightnow.com/2015/11/12/u-s-russian-talks-on-venus-mission-resume/ |publisher=''Spaceflightnow.com'' |last=Clark|first=Stephen|date=12. 11. 2015 |language={{ен}} |accessdate=13. 11. 2015}}</ref> Разговори су са краћим прекидима због политичких тензија настављени и коначна одлука о инструментима и конфигурацији мисије се очекује до краја маја 2017. године. Мисија ће полетети после 2025. године.<ref>{{cite web|first=Mike|last=Wall|first=Mike|title=Russia, US Mulling Joint Mission to Venus|url=http://www.space.com/35333-russia-nasa-venus-mission-venera-d.html|work=Space.com|accessdate=17. 1. 2017}}</ref>
 
Стручњаци агенције НАСА су у сарадњи са научницима са [[бостонски универзитет|Бостонског универзитета]] у орбиту око Земље{{напомена|Земљина атмосфера апсорбује највећи део [[ултраљубичасто зрачење|ултраљубичастог зрачења]] због чега је готово немогуће вршити УВ снимања са површине Земље.}} 27. новембра 2013. лансирали суборбитални ракетни телескоп -{[[VeSpR]]}- ({{јез-енг|Venus Spectral Rocket Experiment}}) чији је основни задатак да прикупља ултраљубичасто зрачење које се емитује са површине Венере, са циљем да се открије историја постојања текуће воде на тој планети .<ref name='ANI'>{{cite news | title = NASA's VeSpR rocket to probe Venus' atmosphere | date = 26 November 2013 | publisher = Z News | url = http://zeenews.india.com/news/space/nasa-s-vespr-rocket-to-probe-venus-atmosphere_892588.html | work = ANI | accessdate = 27. 11. 2013.}}</ref><ref name='VeSpR Homepage'>{{cite web | url = http://www.bu.edu/csp/PASS/vespr/index.html | title = Project VeSpR Homepage | accessdate = 27. 11. 2013. | date = 26 November 2013 | work = Center for Space Physics - Boston University | publisher = Boston University}}</ref>
Ред 435:
| {{застава|Јапан}} || Акацуки || 12. мај 2010. || орбитер ||
|-
| {{зас|ЕУ}} [[европска свемирска агенција|ЕСА]] <br /> {{застава|Јапан}} || -{[[BepiColombo]]}- || октобар 2018. || два прелета|| ''Орбитер око планете Меркур. Извршиће два прелета поред Венере на свом путу ка Меркуру.''
|-
| {{застава|Русија}} || Венера-Д || после 2025. || орбитер, лендер ||
Ред 473:
* {{Cite book |ref= harv|author=Pliny the Elder|title=Natural History II:36–37|others=translated by John F. Healy|publisher=Penguin|location=Harmondsworth, Middlesex, UK|year=1991|pages=15–16}}
* {{Cite book |ref= harv|last=Waerden|first=Bartel|year=1974| url=https://books.google.com/books?id=S_T6Pt2qZ5YC| title=Science awakening II: the birth of astronomy| publisher=Springer |isbn=978-90-01-93103-2| accessdate = 10. 1. 2011.|pages=56}}
* {{Cite book |ref= harv|author1last1=Lakatos, |first1=Imre |author2=Worrall, John |author3last3=Currie, |first3=Gregory |editor1=Worrall, John |editor2=Currie, Gregory |year=1980| title=The Methodology of Scientific Research Programmes| publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-28031-0|pages=186}}
* {{Cite book |ref= harv|last=Bakich|first=Michael E.|year=2000|title=The Cambridge planetary handbook|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-63280-5|pages=50}}
* {{Cite book |ref= harv|title=Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment)|author=Fegley, B. et al. |isbn=978-0-8165-1830-2 |publisher= University of Arizona Press|year=1997}}
Ред 482:
* {{Cite book |ref= harv|title = The Planetary System|last=Morrison|first=David|year=2003|publisher = Benjamin Cummings|isbn=978-0-8053-8734-6}}
* {{Cite book |ref= harv|author1=Lopes, Rosaly M. C. |author2=Gregg, Tracy K. P. |title=Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes |publisher=Springer|year=2004|isbn=978-3-540-00431-8|pages=61}}
* {{Cite book |ref= harv|author1last1=Faure, |first1=Gunter |author2=Mensing, Teresa M. |year=2007|title=Introduction to planetary science: the geological perspective |series=Springer eBook collection|publisher=Springer|isbn=978-1-4020-5233-0|pages=201}}
* {{Cite book |ref= harv|author1last1=Karttunen, |first1=Hannu |author2=Kroger, P. |author3=Oja, H. |author4=Poutanen, M. |author5=Donner, K. J. |title=Fundamental Astronomy|publisher=Springer|year=2007|isbn=978-3-540-34143-7|pages=162}}
* {{Cite book |ref= harv|last=Frankel|first=Charles|year=1996|title=Volcanoes of the Solar System|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-47770-3}}
 
Ред 498:
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/vc/vchome.shtml Кратери на Венери (датотека)];
* [http://aa.usno.navy.mil/data/docs/diskmap.php Подаци о прошлим/тренутним Венериним менама];
* -{Thorsten Dambeck}-: ''[http://www.mpg.de/english/illustrationsDocumentation/multimedia/mpResearch/2009/heft04/pdf12.pdf -{The Blazing Hell Behind the Veil}-]'', Институт Макс Планк 4/2009, стр.&nbsp; 26–33;
* {{cite web|last=Gray|first=Meghan|title=Venus|url=http://www.sixtysymbols.com/videos/venus.htm|work=Sixty Symbols|publisher=[[Brady Haran]] for the [[University of Nottingham]]|year=2009}}
 
=== Картографски извори ===
* [http://pdsmaps.wr.usgs.gov/PDS/public/explorer/html/fmappick.htm Номенклатура и картографски објекти на Венери];
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/jsp/SystemSearch2.jsp?System=Venus -{Gazeteer of Planetary Nomenclature&nbsp; – Venus (USGS)}-];
* [http://planetologia.elte.hu/venusz-terkep-elte-ttk-kavucs.pdf Детаљна мапа планете Венере];
 
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/wiki/Венера”