Венера — разлика између измена

Најважнији извори података о унутрашњој структури и [[геохемија|геохемији]] Венере долазе на основу проучавања њених сеизмичких активности на површини и [[момент инерције|момента инерције]].<ref name="goettel">{{cite conference|last=Goettel|first=K. A.|coauthorsauthor2=Shields, J. A.; |author3= Decker, D. A.

|bibcode=1999JGR...10418899G|url=http://wwwonlinelibrary.aguwiley.orgcom/pubsdoi/crossref10.1029/19991998JE000619/1998JE000619.shtmlfull |accessdate = 1623. 110. 20092017.}}{{dead link|date=March 2017}}</ref>

Широм целе површине планете расуто је око хиљаду ударних метеорских кратера, од којих је њих око 85% у нетакнутом облику. За разлику од Венере, кратери на [[Месец]]у и Земљи су знанто [[ерозија|еродирани]], што због удара других метеора (у случају Месеца), што због деловања [[еолски процес|еолске]] и [[плувијална ерозија|плувијалне ерозије]] (на Земљи). Како на Венери не постоје услови слични онима на Земљи, једино вулканска активност може да изврши деградације над знатно старијим ударним кратерима.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Strom1994">{{cite journal|last=Strom|first=R. G.|coauthorsauthor2=Schaber, G. G.; |author3= Dawsow, D. D.|year=1994|title=The global resurfacing of Venus|journal=Journal of Geophysical Research| volume=99| issue=E5|doi=10.1029/94JE00388|bibcode=1994JGR....9910899S|pages=10899–10926}}</ref><ref>{{cite journal|author1=Romeo, I. |author2=Turcotte, D. L. |year=2009|title=The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing|journal=Icarus|doi=10.1016/j.icarus.2009.03.036

Ударни кратери на површини Венере имају димензије између 3—280 км. Како је атмосфера Венере веома густа, објекти који улазе у њу толико успоравају у највећем броју случајева да се на површину планете спусте без икаквог удара (уколико имају мање вредности [[кинетичка енергија|кинетичке енергије]] од одређених), док свемирски пројектили димензија мањих од 50 метара у пречнику готово у целости изгоре у атмосфери Венере.<ref>{{cite journal|last=Herrick|first=R. R.|coauthorsauthor2=Phillips, R. J.|year=1993

Венерина [[атмосфера небеског тела|атмосфера]] одликује се изразито великом густином, и изграђена је готово у целости од [[угљен-диоксид]]а и [[азот]]а чији је процентуални удео у грађи атмосфере знатно мањи (у односу на CO₂), док су остали елементи заступљени у траговима. Иако азот чини до 3,5% грађе атмосфере Венере, због њене дебљине и густине концентрација овог елемента је и до 4 пута већа у односу на ону на Земљи (иако азот у атмосфери Земље има удео од 78%).<ref name=Basilevsky2003>{{cite journal |last= Basilevsky,|first= Alexandr T.|coauthorsauthor2=Head, James W. |date= |year=2003|month= |title="The surface of Venus". |trans_title= |journal=Rep. Prog. Phys.|volume=66 |series=10 |issue= |doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode=2003RPPh...66.1699B |pages=1699–1734}}</ref><ref name=Institutdemecanique>{{cite web|url=httphttps://www.imccespace.frcom/vt2004/en/fiches/fiche_n13_eng18527-venus-atmosphere.html |title=Clouds and atmosphere of Venus|publisher=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides|accessdate = 2223. 110. 20082017.}}{{dead link|date=March 2017}}</ref> Од осталих елемената треба издвојити оне на бази [[водоник]]а, попут [[хлороводоник]]а (-{HCl}-) и [[флуороводоник]]а (-{HF}-), а присутне су и мање концентрације угљен-моноксида, водене паре и [[кисеоник|молекуларног кисеоника]].<ref name=Bertaux2007/><ref name=Svedhem2007>{{cite journal|last=Svedhem|first=Hakan|author2=Titov, Dmitry V.|author3= Taylor, Fredric V.|last4=Witasse|first4=Oliver|title=Venus as a more Earth-like planet|journal=Nature|year=2007|volume=450|doi=10.1038/nature06432| bibcode=2007Natur.450..629S|pmid=18046393|issue=7170|pages=629–632}}</ref> Концентрације водоника у атмосфери Венере су веома мале, а претпоставља се да је највећи део једноставно „отплутао“ у спољашњи свемир, док је остатак остао везан у [[сумпорна киселина|сумпорној киселини]] -{(H₂SO₄)}- и [[водоник-сулфид]]у -{(H₂S)}-.<ref name=Lovelock1979>{{Cite book|last=Lovelock|title=Gaia: A New Look at Life on Earth|first=James|isbn=978-0-19-286218-1|publisher=Oxford University Press|year=1979}}</ref> У прилог теорији о губитку великих количина молекуларног водоника иду и подаци о великим концентрацијама [[деутеријум|тешког водоника]] (деутеријума ²H){{напомена|[[Деутеријум]], познат и као тешки водоник, је стабилни [[изотоп]] водоника чије [[атомско језгро]] садржи по један протон и неутрон, док језгро обичног водоника има само један протон. Природна распрострањеност је 1/6.500 (на сваки атом деутеријума дође 6.500 атома водоника).}} у атмосфери Венере.<ref name=Svedhem2007/> Концентрације овог изотопа у венериној атмосфери су око 0,025, што је знатно већа вредност у односу на концентрације на Земљи са 1,6 -{×}- 10⁻⁴.<ref name=Bertaux2007/>

[[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 -{×}- 10²⁰ 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.|display-authors=etal |isbn=978-0-8165-1830-2 |publisher= University of Arizona Press|year=1997}}</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.|coauthorsauthor2=Ekonomov, A.P., |author3= 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>

На висинама између 120 и 300 км налази се слој [[јоносфера|јоносфере]] који се готово преклапа са термосфером.<ref name=Patzold2007/> Међутим до процеса [[јонизација|јонизације]] долази искључиво током обданице, док је током ноћи концентрација [[електрон]]а у јоносфери готово нула.<ref name=Patzold2007/> Венерина јоносфера подељена је на три слоја: -{''v1''}- (између 120 и 130 км висине), ''-{v2}-'' (140—160 км) и ''-{v3}-'' (200—250 км), а постоје претпоставке и о евентуалном четвртом слоју на висинама од око 180 км.<ref name=Patzold2007/> Максимална концентрација електрона (број електрона по јединици запремине) од 3 -{×}- 10¹¹ м⁻³ је у слоју ''-{v2}-'' у близини [[субсоларна тачка|субсоларне тачке]].<ref name=Patzold2007/> Најраширенији јони у слојевима -{''v1''}- и -{''v2''}- су O₂⁺, док су слоју -{''v3''}- доминирају O⁺ јони.<ref name=Patzold2007/><ref>{{Cite journal|last=Whitten| first = R. C. |last2=McCormick| first2 = P. T. |last3=Merritt| first3 = David | author3-link = David Merritt |last4=Thompson| first4 = K. W. et al.|display-authors=etal | title = Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study | journal = Icarus | volume = 60 | issue = 2 |pages=317–326| date = November 1984 | doi = 10.1016/0019-1035(84)90192-1| bibcode=1984Icar...60..317W| last5 = Brynsvold| first5 = R.R.| last6 = Eich| first6 = C.J.

Венера обилази око Сунца на просечној удаљености од око 0,72 [[астрономска јединица|АЈ]], што је око 108.000.000 км. За разлику од већине планета [[сунчев систем|Сунчевог система]] које имају углавном [[елипса|елиптичне]] [[орбита|орбите]], Венерина орбита је најближа идеалном [[кружница|кругу]] и њен [[ексцентрицитет]] је мањи од 0,01.<ref name="nssdc">Williams, David R. (15 April 2005). [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html "Venus Fact Sheet"]. NASA. Приступљено 2007-10-12.</ref> Једну пуну орбиту пређе за 224,65 земаљских дана, односно [[орбитални период|синодички период ротације]] траје 582,9 дана. Најближа је Земљи када се налази између Земље и Сунца у фази „[[конјункција (астрономија)|мале конјункције]]“ и тада је на просечној удаљености од око 41.000.000 км.<ref name="nssdc" /> У овој фази конјункције Венера се налази свака 584 дана у просеку.<ref name="nssdc" /> Према [[миланковићеви циклуси|Миланковићевим циклусима]] та минимална раздаљина ће се с временом повећавати како буде долазило до смањења ексцентрицитета земљине орбите током десетина хиљада година. Од 1. до 5383. десила се (односно предвиђено је) укупно 526 таквих „прилаза“ са растојањима мањим од 40 милиона километара, а потом у наредних 60.158 година неће доћи ни до једног таквог приступа.<ref name="solex">{{cite web|title=Venus Close Approaches to Earth as predicted by Solex 11|url=http://home.surewest.net/kheider/astro/Solex-Venus.txt|accessdate = 19. 3. 2009.}} [http://chemistry.unina.it/~alvitagl/solex/ (-{numbers generated by Solex}-)]{{dead link|date=March 2017}}</ref> У време периода изразито великог ексцентрицитета удаљеност између ове две планете може да се спусти до 38,2 милиона километара.<ref name="nssdc" />

|doi=10.1016/j.icarus.2009.02.008|bibcode=2009Icar..202...12S|arxiv = 0906.2781 }}</ref> док је [[астероид]] -{[[2002 VE68]]}- чија орбита врши транзит преко Венерине орбите означен као [[квазисателит|квази-сателит]].<ref>{{cite journal|author1=Mikkola, S. |author2=Brasser, R. |author3=Wiegert, P. |author4=Innanen, K. |title=Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=351|issue=3|page=L63|date=July 2004| doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x| bibcode=2004MNRAS.351L..63M}}</ref><ref>{{cite journal|author=de la Fuente Marcos, C.; de la Fuente Marcos, R. |lastauthoramp=yes |title=On the dynamical evolution of 2002 VE68|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=427| issue=1| date=November 2012|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21936.x|bibcode=2012MNRAS.427..728D|arxiv = 1208.4444 |pages=728}}</ref> Коорбиталне орбите имају још и сателити -{[[2001 CK32]]}- и -{[[2012 XE133]]}-.<ref name=dynamics>{{Cite journal | title=Asteroid 2012 XE133, a transient companion to Venus |first=C. | last=de la Fuente Marcos|coauthorsauthor2=de la Fuente Marcos, R. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=432|issue=2|doi=10.1093/mnras/stt454|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1093/mnras/stt454|arxiv = 1303.3705 |bibcode = 2013MNRAS.432..886D |pages=886–893}}</ref>

Последњи парни транзити Венере десили су се [[Венерин транзит 2004.|8. јуна 2004.]] и [[венерин транзит 2012.|5—6. јуна 2012.]] године, и могли су се посматрати уз помоћ једноставније опреме и трајали су укупно око 6 сати и 40 минута сваки.<ref>[http://cosmiclog.msnbc.msn.com/_news/2012/06/05/12056397-venus-transit-a-last-minute-guide?lite -{A. Boyle – Venus transit: A last-minute guide – MSNBC}-]{{dead link|date=March 2017}}</ref>

Амерички [[Пројекат Пионир Венера]] чиниле су две одвојене мисије, орбитер и мултисонда које су одвојено лансиране у мају и августу 1978. године.<ref>{{cite journal|author1=Colin, L. |author2=Hall, C. |year=1977|title=The Pioneer Venus Program| volume=20| issue=3|journal=Space Science Reviews|bibcode=1977SSRv...20..283C|doi=10.1007/BF02186467|pages=283–306}}</ref> Орбитер или [[Пионир Венера 1]] је у елиптичну орбиту око Венере ушао 4. децембра и ту остао наредних 13 година вршећи атмосферска мерења и радарско снимање површине. Мултисонда (Пионир Венера 2) се састојала од укупно 4 мање сонде које су у атмосферу ушле 9. децембра и чији основни задаци су били мерења везана за састав, размену топлоте и појаву ветрова у атмосфери.<ref>{{cite web|first=David R.|last=Williams|date = 6. 1. 2005.|title=Pioneer Venus Project Information|publisher=NASA Goddard Space Flight Center|url=httphttps://nssdc.gsfcwww.nasa.gov/planetarmission_pages/pioneer_venus.htmlpioneer-venus/ |accessdate = 1923. 710. 20092017.}}{{dead link|date=March 2017}}</ref> Њихов пад кроз атмосферу трајао је око један сат, али су у том кратком времену сакупљени многи драгоцени подаци. Једна од сонди је чак преживела пад до површине одакле је слала податке још један сат пре него што се практично растопила. Од четири сонде, две су ушле у атмосферу на ноћној страни и откриле једну врло интересантну појаву. На висини од око 11 км „небо тиња“ црвенкастим сјајем који потиче од безбројних муња које непрестано блескају. Инструменти су забележили и до 25 блескова у секунди. Начин на који настају све те силне муње остао је необјашњен. Њихови одблесци могли би бити тајанствено ''[[пепељаста светлост|пепељасто светло]]'' које је више пута опажено телескопима са Земље на ноћној Венериној страни.

|accessdate = 27. 12. 2007.}}</ref> док су лендери Венера-13 и Венера-14 (успешно се спустили 1. и 5. маја 1982. г.) послали прве фотографије Венерине површине у боји. Све четири мисије су за спуштање у горњим деловима атмосфере користили падобране, којих би се ослободили на висинама од око 50 км даље користивши велику густину атмосфере и трење које кретање кроз њу производи за успешно „меко слетање“. Обе сонде су анализирале површинске узорке земљишта [[спектрометар]]ском рендгенском флуоресцентном методом.<ref name="mitchell_4" /> Програм Венера окончан је у октобру 1983. након што су сонде [[Венера-15]] и [[Венера-16]] остале у орбити око Венере са циљем детаљнијег мапирања површинских делова.<ref>{{Cite book|last=Greeley|first=Ronald|coauthorsauthor2=Batson, Raymond M.|year=2007|title=Planetary Mapping|pages=47

Сонда -{[[MESSENGER]]}- агенције НАСА на свом путу ка Меркуру у два наврата је прелетела Венеру, у октобру 2006. и јуну 2007. године, обавивши притом важна научна мерења.<ref>{{cite web|title=Timeline| work=MESSENGER| url=http://messenger.jhuapl.edu/the_mission/MESSENGERTimelin /TimeLine_content.html| accessdate = 923. 210. 20082017.}}{{dead link|date=March 2017}}</ref> Сонда [[Венера експрес]] [[европска свемирска агенција|Европске свемирске агенције]] успешно је ушла у поларну орбиту око Венере 11. априла 2006. године.<ref name="venus express">{{cite web|title=Venus Express|work=ESA Portal|publisher=European Space Agency| url=http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/index.html|accessdate = 9. 2. 2008.}}</ref> Задатак сонде је било обављање комплексних истраживања о атмосфери и облацима, те површинских карактеристика, посебно температура. Једно од најзначајнијих открића ове мисије је откриће постојања два веома снажна поларна [[циклон]]ска подручја изнад јужног пола Венере.<ref name="venus express" />

[[JAXA|Јапанска свемирска агенција]] је у мају [[2010]]. године ка Венери послала сонду [[акацуки (свемирска сонда)|Акацуки]] која током децембра исте године није успела да уђе у орбиту око планете<ref name="ABC">{{cite web | title=Japan's Venus Probe Fails to Enter Orbit | url=http://abcnews.go.com/Technology/wireStory?id=12339589 | publisher=[[ABC News]] | accessdate = 8. 12. 2010}}</ref><ref name="planetary">{{cite web | title=Akatsuki Mission statement | url=http https://planetarysolarsystem.orgnasa.gov/aboutmissions/press/releases/2010/1207_Akatsuki_Mission_Statement.htmlakatsuki | publisher=[[The Planetary Society]] | accessdate = 823. 1210. 2010}}{{dead link|date=March 2017}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.nature.com/news/2010/101214/full/468882a.html|title=Venus miss is a setback for Japanese programme|last=Cyranoski|first=David|publisher=Nature|date = 14. 12. 2010|accessdate = 21. 12. 2010}}</ref>, али је то успела из другог покушаја. Циљ мисије је снимање површине планете помоћу инфрацрвених камера, експериментално потврђивање муња у атмосфери и прибављање доказа о вулканској активности.<ref>{{cite web|title=Venus Climate Orbiter "PLANET-C"|work=JAXA| url=http://www.jaxa.jp/projects/sat/planet_c/index_e.html|accessdate = 9. 2. 2008.}}</ref>

| {{застава|САД}} || [[Маринер 2]] || 27. август 1962. || сонда (прелет) || ''први успешан прелет око планете''<ref>[http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2012/an-unheralded-anniversary.html -{The Planetary Society - An unheralded anniversary}-]{{dead link|date=March 2017}}</ref>

* {{Cite book |ref= harv|last=Greeley|first=Ronald|coauthorsauthor2=Batson, Raymond M.|year=2007|title=Planetary Mapping|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-03373-2|url=https://books.google.com/?id=ztodv66A1VsC&pg=PA47|accessdate = 19. 7. 2009.|pages=47}}

* {{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.|display-authors=etal |isbn=978-0-8165-1830-2 |publisher= University of Arizona Press|year=1997}}