Венера — разлика између измена
Садржај обрисан Садржај додат
м datumi |
м Разне исправке |
||
Ред 6:
| открио =
| датум =
| афел =108,939<ref name="NASA">{{Cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html | title = Venus Fact Sheet | accessdate
| перихел = 107,477
| велика_полуоса = 108,208
Ред 60:
[[Датотека:Terrestrial Planets Size Comp True Color.png|мини|л|300п|Упоредни приказ 4 [[терестричка планета|терестричке планете]] [[сунчев систем|Сунчевог система]] (с лева на десно: [[Меркур]], Венера, [[Земља]] са [[Месец]]ом, [[Марс]] и [[Церера (патуљаста планета)|Церера]]{{напомена|Статус Церере је предмет расправа између [[патуљаста планета|патуљасте планете]] и [[астероид]]а}})]]
Венера је једна од 4 [[терестричка планета|терестричке планете]] у [[сунчев систем|Сунчевом систему]], а по удаљености од Сунца налази се на другом месту, одмах иза Меркура. Својим димензијама и масом је доста слична [[земља|Земљи]] због чега је често називају и Земљином „сестром близнакињом“.{{sfn|Lopes|Gregg|Tracy|2004|p=61}} Пречник Венере је 12.092 км, што је за свега 650 км мање од пречника Земље. Њена укупна маса има вредност од 81,5% масе Земље.<ref>{{cite journal|doi=10.1007/s10569-007-9072-y| last=Seidelmann| first = P. Kenneth| last2=Archinal| first2 = B. A.| last3=A'hearn| first3 = M. F.| display-authors = 3| last4=Conrad| first4 = A.| last5=Consolmagno| first5 = G. J.| last6=Hestroffer| first6 = D.| last7=Hilton| first7 = J. L.| last8=Krasinsky| first8 = G. A.| last9=Neumann| first9 = G.|
| work = The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght| accessdate
=== Унутрашња структура ===
[[Датотека:InteriorOfVenus sr.svg|мини|д|250п|Унутрашња структура Венере.]]
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.|
| title = Density constraints on the composition of Venus| booktitle = Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference| publisher = Pergamon Press| location=Houston, TX|
| accessdate
=== Површинска геологија ===
Ред 77:
Постојање снажне вулканске активности на овој планети доказано је неколико пута. [[Савез Совјетских Социјалистичких Република|Совјетске]] научно-истраживачке сонде [[Венера-11]] и [[Венера-12]] (део великог научног пројекта ''[[Програм Венера]]'') су [[1978]], непосредно након спуштања на површину планете регистровале константне и веома јаке [[munja|муње]] и ударе [[гром]]ова. Сонда ''[[Венера експрес]]'' је такође утврдила постојање јаких муња у вишим слојевима атмосфере.<ref name="Venus Express">{{cite news|url=http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html| title = Venus also zapped by lightning
| publisher = CNN|
| bibcode = 1999JGR...10418899G| url = http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/1998JE000619/full | accessdate
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.|
| volume = 203| issue = 1| bibcode = 2009Icar..203...13R|
Током марта [[2014]]. у близини штитастог вулкана [[Маат монс|Маат Монс]], у рифтној зони Ганики, уочена су инфрацрвена „светлуцања“ чије температуре су за 40° до 320-{ [[степен целзијуса|°C]]}- биле више у односу на околна подручја, што имплицира постојање или извора врелих гасова или вулканских ерупција.
<ref>{{cite web|title=Active Volcanoes on Venus?| url = http://www.skyandtelescope.com/news/Active-Volcanoes-on-Venus-251323301.html| publisher = Sky and Telescope|
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 m у пречнику готово у целости изгоре у атмосфери Венере.<ref>{{cite journal|last=Herrick| first = R. R.| last2=Phillips| first2 = R. J.|
| title = Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population
| journal = Icarus| volume = 112| issue = 1| doi = 10.1006/icar.1994.1180| bibcode = 1994Icar..112..253H|
=== Основне одлике рељефа Венере ===
Ред 94:
[[Датотека:Ishtar terra topo.jpg|мини|250п|д|Топографска пројекција регије [[Иштар тера]].]]
Површина Венере у рељефном смислу је била предмет бројних спекулација све до краја [[20. век|прошлог века]], односно све до детаљнијег мапирања које је урадила сонда [[Магелан (сонда)|Магелан]] 1990—1991. године. [[Вулкан]]ска активност је доста изражена, а постојање [[сумпор]]них испарења у атмосфери може да буде доказ тренутних ерупција.<ref>{{cite journal|first=Larry W.| last=Esposito|date=09. 03. 1984.| title = Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism| journal = Science| volume = 223| issue = 4640|
| doi = 10.1126/science.223.4640.1072| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/223/4640/1072
| accessdate
| journal = Icarus| volume = 150| issue = 1|
Око 80% површине је прекривено доста заравњеним вулканским површима које су у једном мањем делу готово углачане и са којих се издишу стрми вулкански гребени.<ref>{{cite journal|
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 m 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|author=Batson, R.M. | last2=Russell| first2 = J. F. | title = Naming the Newly Found Landforms on Venus| booktitle = Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII|
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| last=Davies| first = 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.|
== Атмосфера и климатске карактеристике ==
Ред 152:
|}
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 CO<sub>2</sub>), 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.|
Први који је на теоријским основама претпоставио постојање атмосфере на Венери био је [[русија|руски]] хемичар [[Михаил Ломоносов]] на основу проучавања њених мена из једне мале опсерваторије у [[Санкт Петербург|Петебургу]] [[1761]]. године. Према резултатима одређених студија Венерина атмосфера је пре око 4 милијарде година била доста слична оној данас на Земљи, па према томе постоје основане претпоставке да је тада постојала текућа вода на површини ове планете. Пре неких 3,8 милијарди година дошло је до знатног јачања интензитета сунчевог зрачења, што је могло да буде узрок интензивнијег испаравања површинских вода и стварања критичне масе [[ефекат стаклене баште|стакленичких гасова]] у атмосфери.<ref name=baas39_540>{{Cite journal|last=Grinspoon| first=David H. | last2=Bullock| first2=M. A.| title=Searching for Evidence of Past Oceans on Venus| journal=Bulletin of the American Astronomical Society | volume=39|
Атмосфера је подељена у више слојева на основу висине и хемијског састава.
Ред 161:
[[Тропосфера]] је најгушћи део Венерине атмосфере, и обухвата појас од површине планете до 65 км у висину. Ветрови су на површини веома спори (готово да и не постоје),<ref name=Basilevsky2003/> температуре и притисак опадају са висином и на горњој граници тропосфере достижу вредности сличне онима на Земљи.<ref name=Svedhem2007/><ref name=Patzold2007/>
[[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 m 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)|
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 °C), [[калај]]а (232 °C) и [[цинк]]а (420 °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/>
Ред 167:
[[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
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|
=== Горња атмосфера и јоносфера ===
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|
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 °C (овај слој се поклапа са горњом границом облака). У вишем слоју температуре опадају до вредности од око -108 °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 °C; подаци се односе на период обданице).<ref name=Bertaux2007/> Током ноћи температуре у термосфери падају на испод -173 °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|
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=07. 10. 2011.| publisher = BBC| accessdate=08. 10. 2011.}}</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 -{×}- 10<sup>11</sup> м<sup>−3</sup> је у слоју ''-{v2}-'' у близини [[субсоларна тачка|субсоларне тачке]].<ref name=Patzold2007/> Најраширенији јони у слојевима -{''v1''}- и -{''v2''}- су O<sub>2</sub><sup>+</sup>, док су слоју -{''v3''}- доминирају O<sup>+</sup> јони.<ref name=Patzold2007/><ref>{{Cite journal|last=Whitten| first = R. C. | last2=McCormick| first2 = P. T. | last3=Merritt| first3 = David |
| last7=Knudsen| first7 = W.C.| last8=Miller| first8 = K.L.}}</ref> Горња граница јоносфере, односно слој јонопаузе је на висинама 220—375 км и представља границу између планетарне [[плазма (физика)|плазме]] и индуковане [[магнетосфера|магнетосфере]].<ref name=Russell993/><ref name=Zhang2007/>
Ред 186:
[[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.|
''
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|
Капљице сумпорне киселине у горњим слојевима атмосфере настају као последица [[фотохемија|фотохемијских]] процеса Сунца на [[угљен-диоксид]], сумпор-диоксид и [[водена пара|водену пару]]. [[ултраљубичасто зрачење|Ултраљубичасти]] [[фотон]]и таласних дужина испод 169 [[нанометар]]а фото-разлажу молекуле угљен-диоксида на [[угљен-моноксид]] и атомски [[кисеоник]] који је изразито реактиван. Атомски кисеоник реагује са сумпор-диоксидом и ствара [[сумпор-триоксид]] који у комбинацијама са воденом паром узрокује настанак сумпорне киселине.
Ред 198:
Сумпорне кише никада не доспевају на површину Венере пошто испаре у атмосфери услед високих температура, и тај феномен је познат под називом [[вирга]].<ref name=BBC>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4335628.stm| title = Planet Venus: Earth's 'evil twin'| publisher = BBC News|date=07. 11. 2005.}}</ref> Постојање [[сумпор]]а у Венеринпој атмосфери је, према теоријским анализама последица раних вулканских активности и високих температура које су спречавале његово стврдњавање на површини (као у случају Земље).<ref name="gsu">{{cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/Solar/venusenv.html| title = The Environment of Venus| publisher = hyperphysics.phy-astr.gsu.edu| accessdate=06. 04. 2014.}}</ref>
Познато је и да облаци на Венери стварају [[munja|муње]] и прва их је детектовала совјетска сонда из ''[[Програм Венера|Програма Венера]]'',<ref name=Russell2007/> а потврдила сонда ''Венера експрес'' која је 2006—2007. године регистровала постојање електромагнетних електронских таласа чије постојање је приписано муњама. Испрекиданост тих таласа указује на постојање временских образаца, а утврђено је и да је њихов интензитет готово двоструко мањи него на Земљи.<ref name=Russell2007>{{cite journal|last=Russell| first = C.T.| title = Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere| journal=Nature|
Године 2009. сонда ''Венера експрес'' је у атмосфери Венере снимила јако изражену светлу тачку чије порекло још увек није познато, иако се претпоставља да је последица вулканских активности на површини.<ref name=BBCspot>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/8179067.stm| title = Experts puzzled by spot on Venus| publisher = BBC News|date=01. 08. 2009.}}</ref>
Ред 205:
[[Датотека:Venusian magnetosphere sr.svg|мини|д|250п|Индукована магнетосфера Венере.]]
Венера нема [[магнетно поље|магнетско поље]],<ref name=Russell993>{{cite journal|last=Russell| first = C.T.| title = Planetary Magnetospheres | journal = Rep. Prog. Phys.| volume = 56| issue = 6|
Изнад [[субсоларна тачка|субсоларне тачке]] ''ударни лук'' налази се на висинама од 1.900 км, односно на 0,3 вредности полупречника Венере. То растојање је измерено 2007. године у време соларног минимума.<ref name=Zhang2007/> У време соларног максимума ударни лук се налази на много већим удаљеностима од површине планете.<ref name=Russell993/> Појас магнетопаузе се налази на око 300 км висине, док је горња граница [[јоносфера|јоносфере]] (јонопауза) на око 250 км.<ref name=Zhang2007/> У појасу између магнетопаузе и јонопаузе налази се својеврсна магнетна баријера — појас нешто јаче магнетне активности који спречава продирање соларне плазме дубље у атмосферу (углавном у тренуцима соларног минимума). Јачина магнетног поља у том појасу је око 40 [[тесла (јединица)|-{nT}-]].<ref name=Zhang2007/> ''Магнетни реп'' продужава се у свемир до десет вредности полупречника планете и то је уједно најактивнији део венерине магнетосфере. У репу долази до убрзања кретања честица и ту су енергетске вредности електрона и јона у вредностима између 100 и 1.000 [[електронволт|-{eV}-]].<ref name=Barabash2007>{{cite journal|last=Barabash| first = S.| title = The loss of ions from Venus through the plasma wake| journal=Nature|
Због недостатка унутрашњег магнетног поља на Венери, соларни ветрови продиру дубоко у планетарну [[егзосфера|егзосферу]] доводећи до значајног губљења атмосфере.<ref>[https://archive.is/20120629153255/sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_venus_planetary_2004.htm -{2004 Venus Transit information page}-], -{Venus Earth and Mars, NASA}-.</ref> Губици се најчешће дешавају преко магнетног репа, а највише се губе јони O<sup>+</sup>, -{H}-<sup>+</sup> and -{He}-<sup>+</sup>. Губици водоника су до два пута интензивнији у односу на кисеоник (скоро прави [[стехиометрија|стехиометријски однос]]) што одговара губицима воде са површине.<ref name=Barabash2007/>
Ред 214:
[[Датотека:Venusorbitsolarsystem.gif|мини|д|250п|Анимирани приказ венерине [[орбита|орбите]] око [[сунце|Сунца]] (жута линија).]]
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"] {{Webarchive|url=https://www.webcitation.org/6ftO4K7lC?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |
Гледано са земљиног северног пола, све планете у Сунчевом систему креће се око Сунца у смеру обрнутом од смера казаљке на сату, док је и смер ротације такође идентичан том кретању код већине планета. Међутим Венера је изузетак пошто око своје осе ротира у смеру казаљке на сату ([[ретроградно и директно кретање|ретроградно кретање]]). Једина планета која има исти смер ротације као и Венера је [[Уран]]. Једну ротацију Венера изврши за 243 земаљска дана и то је најспорији ротациони период међу планетама Сунчевог система. То значи да један [[звездано време|звездани дан]] на Венери траје дуже него једна звездана година.{{напомена|Планета Венера обиће пун круг по својој орбити за 224,65 земаљских дана, док једну пуну ротацију обави за 243 земаљска дана.}} Брзина ротације на екватору је 6,5 км/час што је занемарљиво мала брзина у поређењу са Земљом на којој се тачке на екватору крећу брзинама од 1.670 км/час.{{sfn|Bakich|2000|p=50}} Венерина ротација се додатно успорава и то за око 6,5 минута по једном звезданом дану.<ref name="slowing spin">{{cite web|url=http://www.esa.int/esaCP/SEM0TLSXXXG_index_0.html| title = Could Venus be shifting gear?| publisher = European Space Agency |
| accessdate
| accessdate
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|author=Correia, Alexandre C. M. | last2=Laskar| first2 = Jacques|
| doi = 10.1016/0019-1035(69)90068-2| bibcode = 1969Icar...11..356G}}</ref><ref name=apj2_230_L123>{{Cite journal|last=Shapiro| first=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 |
Венера нема [[природни сателит|природних сателита]]<ref name="icarus202">{{cite journal|
| 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|author=Mikkola, S. |
Италијански астроном [[Ђовани Доменико Касини]] је у [[17. век|XVII веку]] објавио своје „откриће“ објекта који се креће око Венере и који је назван [[Неитх]], по [[стари Египат|египатској]] богињи рата. Иако је током наредна два века по „открићу“ овог сателита више пута описивано његово кретање по небеском своду, касније је установљено да су то у ствари биле звезде. Екипа научника са [[калифорнијски технолошки институт|''Калифорнијског института за технологију'']] у студији посвећеној еволуцији Сунчевог система дошла је до закључка да је у орбити око планете Венере у најранијој фази њене геолошке историје постојао најмање један природни сателит који је вероватно настао као последица снажног метеорског судара који се десио пре више милијарди година.<ref>{{cite news|publisher=Scientific American|
| accessdate=05. 12. 2011.}}</ref> Неких 10 милиона године после првобитног судара дошло је до још једног снажног удара који је вероватно променио смер ротације планете, што је утицало и на кретање дотадашњег сателита и услед убрзања плимских сила довело до његовог постепеног спајања са Венером.<ref>{{cite news|last=Tytell| first = David| publisher = SkyandTelescope.com|
== Видљивост са Земље ==
Ред 233:
[[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]]у 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
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
Због кретања по орбити око Сунца, облик Венериног диска гледано са Земље варира од танког српа до пуне фазе у периоду од 584 земаљска дана ([[орбитални период|синодичка година]]). Све ове промене означене су заједничким именом [[Венерине мене]]. Изузеци се једино дешавају када Венера прелази преко површине сунчевог диска ([[Tranzit Venere|Венерини транзити]]) када је видљива као црна тачка на површини Сунца, што се дешава сваке 243 године. Венерине мене могуће је уочити и обичним [[двоглед]]има са увећањима од свега 10 пута, а теоријски венерин срп је могуће видети и голим оком (уз идеалне временске услове).<ref name="ephemeris" />
Ред 243:
[[Датотека:SDO's Ultra-high Definition View of 2012 Venus Transit (304 Angstrom Full Disc 02).jpg|мини|л|250п|Снимак Венериног транзита из 2012. године (мисија [[Соларна динамичка опсерваторија|SDO]] агенције [[Наса|НАСА]]).]]
Како је Венерина орбита благо нагнута у односу на еклиптику, то значи да у тренуцима када се Венера налази између Земље и Сунца не мора нужно и да се налази у фази преласка преко Сунчевог диска. Венерини транзити дешавају се када се орбита планете у [[конјункција (астрономија)|доњој конјункцији]] поклапа са углом еклиптике. Венерини транзити преко Сунчевог диска са позиције Земље дешавају се у циклусима од по 243 године, и то обично у парним транзитима са размаком од 8 година. Размаци између два циклуса су у интервалима од 105,5 и 121,5 година. Венерине транзите и њихов шаблон понављања први је уочио [[енглеска|енглески]] астроном [[Џеремаја Хорокс]] [[1639]]. године.<ref name="UCLAN">{{cite web|url=http://www.transit-of-venus.org.uk/history.htm| title=Transit of Venus| last=Anon| work=History| publisher=University of Central Lancashire| accessdate
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.
Пре тога забележени су парни транзити из децембра 1874. и децембра 1882. године, док ће следећи да се десе у децембру 2117. и децембру 2125. године.<ref>{{cite web|last=Espenak| first=Fred|
=== Пепељаста светлост ===
Постојање такозване [[пепељаста светлост|пепељасте светлости]] на тамној страни планете у српастој фази једна је од највећих непознаница везано за проучавања ове планете. Овај слаби вид светлосног одсјаја на Венери уочен је још [[1643]]. године, али њено постојање никада није потврђено валидним доказима. Како Венера нема природних сателита са којих би се та светлост рефлектовала, верује се да је њено постојање или последица електромагнетних активности у венериној атмосфери, или обична [[оптичка варка]] настала услед посматрања српастог извора светлости.<ref>{{cite journal|last=Baum| first = R. M.|
== Најранија осматрања и директна истраживања Венере ==
[[Датотека:Venus Tablet of Ammisaduqa.jpg|мини|десно|250п|[[Амисадугина венерина плочица]] из доба [[Новоасирско царство|Новоасирског краљевства]] данас се чува у [[британски музеј|Британском музеју]] у [[Лондон]]у.]]
Постојање Венере као небеског тела познато је још од античких времена, иако се у почетку сматрало да је реч о два засебна небеска тела. [[вавилонија|Вавилонски]] астрономи су били први који су схватили да је реч о једном небеском телу, без обзира на то да ли је видљиво током сумрака или зоре. Докази тога налазе се на глиненој плочици из 1581. п. н. е, познатој као [[Амисадугина венерина плочица]], у којој се Венера означава као „светла краљица неба“.{{sfn|Waerden|1974|p=56}} На плочицама се такође налазе прецизни подаци о појављивању ове планете на хоризонту у периоду од 21 године. И [[античка Грчка|стари Грци]] су све до [[6. век п. н. е.|VI века пре нове ере]] и појаве [[питагора|Питагоре]] сматрали да је реч о два засебна небеска тела [[Луцифер|Фосфору]] или „јутарњој звезди“ и [[Хеспер]]у или „вечерњој звезди“.<ref>{{Cite book|author=Pliny the Elder| title = Natural History II:36–37| others = translated by John F. Healy| publisher = Penguin| location = Harmondsworth, Middlesex, UK|
Венерини транзити преко сунчевог диска први пут су примећени године 1032. од стране персијског астронома [[Ибн Сина|Ибн Сине]] који је међу првима исправно закључио да је Венера много ближа Земљи од Сунца.<ref name=Goldstein>{{cite journal|title=Theory and Observation in Medieval Astronomy| first = Bernard R.| last=Goldstein| journal = Isis journal| volume = 63| issue = 1|
[[Датотека:Phases-of-Venus.svg|мини|л|250п|Графички приказ [[венерине мене|Венериних мена]]. Плави објект је Земља.]]
[[Италија]]нски астроном [[Галилео Галилеј]] је у [[17. век|XVII веку]] посматрајући Венеру открио да се њен лик на небу појављује у више фаза, које је слично [[месечеве мене|месечевим менама]] означио као [[Венерине мене]]. Галилео је на основу њених мена правилно закључио и да се Венера окреће око Сунца, а не око Земље, чиме је директно одбацио [[Клаудије Птолемеј|Птолемејев]] [[геоцентрични систем света|геоцентрични систем]].<ref>{{cite web|author=Anonymous| title = Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics| work= Astronomy 161; The Solar System| publisher = Department Physics & Astronomy, University of Tennessee| url = http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html| accessdate
[[русија|Руски]] научник [[Михаил Ломоносов]] је [[1761]]. године први утврдио постојање атмосфере на Венери.<ref name=Marov2004>{{cite conference|last=Marov| first = Mikhail Ya.| editor=D.W. Kurtz| title = Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit| journal = Proceedings of IAU Colloquium No. 196
| location = Preston, U.K.| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005tvnv.conf..209M|
| publisher = Cambridge University Press| doi = 10.1017/S1743921305001390}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.britannica.com/eb/article-9048817/Mikhail-Vasilyevich-Lomonosov| work = Britannica online encyclopedia| publisher = Encyclopædia Britannica, Inc| title = Mikhail Vasilyevich Lomonosov
| accessdate
| last=Russell| first = H. N.|
| doi = 10.1086/140593| bibcode = 1899ApJ.....9..284R|
Постојање густе атмосфере дуго времена је онемогућавало научнике да простим осматрањима утврде тачан период ротације Венере, па су Шретер и [[Ђовани Доменико Касини|Касини]] погрешно проценили тај период на 24 часа (посматрајући привидно кретање тачака на површини).<ref>{{cite journal|last=Hussey| first = T.|
| title = On the Rotation of Venus| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=2| bibcode = 1832MNRAS...2...78H|
=== Површинска телескопска осматрања са Земље ===
Мало тога се знало о Венери као планети пре интензивнијих истраживања која су почела да се проводе током [[20. век]]а. 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.|
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.|
| last=Young| first = Carolynn|
== Истраживачке мисије ==
[[Датотека:Mariner 2.jpg|мини|д|250п|Сонда [[Маринер 2]] агенције НАСА лансирана је 1962. године]]
Прва роботизована свемирска сонда упућена ка Венери била је [[савез Совјетских Социјалистичких Република|совјетска]] сонда [[Венера-1]] лансирана [[12. фебруар]]а [[1961]]. године. Уједно била је то прва међупланетарна сонда у историји истраживања свемира. Након седам дана, сонда Венера-1 је пришла Венери на око 100.000 километара и ушла је у стабилну хелиоцентричну орбиту, а убрзо потом дошло је до губитка сигнала са сонде (вероватно услед прегревања сензора који је био окренут ка Сунцу).<ref name="mitchell_1">{{cite web|last=Mitchell| first = Don|
| work = The Soviet Exploration of Venus| title = Inventing The Interplanetary Probe | url = http://www.mentallandscape.com/V_OKB1.htm| accessdate
Прва [[сједињене Америчке Државе|америчка]] међупланетарна сонда [[Маринер 1]] лансирана је [[22. јул]]а [[1962]]. године, али је након свега 4,53 минуте по полетању због квара експлодирала у ваздуху. Након почетног неуспеха већ [[27. август]]а исте године ка Венери је лансирана нова сонда [[Маринер 2]], која је након 109 дана успешно стигла у орбиту око Венере на висину од око 34.833 км изнад површине планете. Уједно била је то прва у целости успешна међупланетарна мисија. Мерни уређаји на сонди Маринер-2 су измерили екстремно високе температуре на површини планете, чиме су и практично потврђени резултати ранијих мерења са Земље.<ref>{{cite journal|author=Mayer, McCullough, and Sloanaker| title = Observations of Venus at 3.15-cm Wave Length| publisher = The Astrophysical Journal|
| last3=Sloanaker| volume = 127| journal = Astrophysical Journal| doi = 10.1086/146433|
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|
| work = The Soviet Exploration of Venus| title = Plumbing the Atmosphere of Venus| url = http://www.mentallandscape.com/V_Lavochkin1.htm| accessdate
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|
| volume = 4| journal = Radio Science| doi = 10.1029/RS004i010p00879| issue = 10|
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 303:
Програм Венера настављен је са сондом [[Венера-8]] која је слала повратне информације са површине у трајању од 50 минута, након што је успешно ушла у орбиту 22. јула 1972. године. Прве фотографије површине Венере снимиле су сонде Венера-9 (22. октобар 1975. г.) и [[Венера-10]] (25. октобра 1975. г.). Обе сонде су слетеле на два потпуно различита типа рељефа, Венера-9 на падину од уситњених стена нагиба од 20°, док се Венера-10 спустила на заравњену површину избраздану јаким [[елувијални процес|елувијалним процесима]].<ref name="mitchell_3">{{cite web|last=Mitchell| first = Don| work = The Soviet Exploration of Venus
| title = First Pictures of the Surface of Venus|
Готово у исто време америчка сонда [[Маринер 10]] упућена ка Меркуру је прошла крај Венере 5. фебруара 1974. на висини од око 5.790 км од површине. Том приликом сонда је снимила преко 4.000 фотографија те планете. Међутим све фотографије су биле готово неупотребљиве у видљивом делу спектра, и тек под [[ултраљубичасто зрачење|ултраљубичастим]] светлом указали су се детаљи на облацима које је било немогуће уочити посматрањима са Земље.<ref>{{cite journal|author=Dunne, J. |
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|author=Colin, L. |
Још 4 лендера из [[Програм Венера|Програма Венера]] упућена су ка површини ове планете у наредне 4 године, а сонде Венера-11 и Венера-12 су снимиле постојање јаких [[олуја са грмљавином|грмљавинских олуја]]<ref name="mitchell_4">{{cite web|last=Mitchell| first = Don|
| accessdate
| publisher = Cambridge University Press|
[[Датотека:Venus2 mag big.png|мини|л|250п|Резултати радарског снимања површине Венере са сонде [[Магелан (свемирска сонда)|Магелан]] (у прилагођеној боји).]]
Године [[1984]]. совјетска свемирска агенција је покренула [[Програм Вега]] чији циљ је било комбиновано истраживање планете Венере и [[халејева комета|Халејеве комете]] која је прошла кроз унутрашњи део [[сунчев систем|Сунчевог система]] 1986. године. На путањи ка комети сонде [[Вега 1]] и [[Вега 2]] су у орбиту око Венере испустиле сонду коју су приодржавали балони који су пројектовани тако да равнотежно стање постигну на висинама од око 53 км где су температуре и притисци слични онима на површини Земље. Сонде су биле оперативне наредних 46 сати и за то време су откриле много веће турбулентности у атмосфери него што је то раније претпостављано.<ref>{{cite journal|author=Linkin, V. |
| issue = 4744| jstor = 1696342| bibcode = 1986Sci...231.1407S }}</ref>
Почетна осматрања планете Венере са површине Земље дала су само наслутити евентуалне форме рељефа ове планете, а до прецизнијих података дошло се тек након радарских мапирања са лендера и орбитера. Америчка сонда Магелан, лансирана [[4. мај]]а [[1989]]. била је прва специјализована мисија намењена топографском радарском мапирању површине ове планете.<ref name="jpl-magellan" /> Сонда је током мисије која је трајала око четири и по године путем радара снимила око 98% површине планете фотографијама високе резолуције и око 95% њеног магнетног поља.<ref>{{cite journal|
Делимична снимања Венере извршиле су и сонде [[Касини—Хајгенс|Касини-Хајгенс]] и [[Галилео (свемирска сонда)|Галилео]] током њиховог пута ка спољашњим планетама.<ref>{{Cite book|first=Michel| last=Van Pelt|
=== Активне и предвиђене мисије ===
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.{{чињеница|date
[[Датотека:Venus Rover.jpg|мини|д|250п|Уметнички доживљај истраживачког модула са [[стирлингов мотор|стирлинговим мотором]] на површини Венере.<ref>G. A. Landis, "Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus", paper IAC-04-Q.2.A.08, ''Acta Astronautica, Vol. 59'', 7, 517–580 (October 2006). See [http://www.lpi.usra.edu/vexag/may2008/presentations/19Landis.mov animation]</ref>]]
[[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=08. 12. 2010}}</ref><ref name="planetary">{{cite web|title=Akatsuki Mission statement | url= https://solarsystem.nasa.gov/missions/akatsuki | publisher=[[The Planetary Society]] | accessdate
Европска свемирска агенција за 2018. планира лансирање сонде ''[[BepiColombo]]'' ка Меркуру, која би пре него што стигне на крајње одредиште требало да изврши два прелета изнад Венере.<ref>{{cite web|title=BepiColombo| work = ESA Spacecraft Operations| url = http://www.esa.int/SPECIALS/Operations/SEMYRMQJNVE_0.html| accessdate=09. 02. 2008.}}</ref>
Ред 333:
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=09. 12. 2011. }}</ref>
[[Роскосмос|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
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 |
{| class="wikitable sortable"
Ред 441:
[[Датотека:Venus symbol.svg|д|100п]]
* Венера је једина планета у [[сунчев систем|Сунчевом систему]] која је име добила по женском божанству, док су божанства [[Геја]] и [[Тера]] у ствари персонификације [[земља|Земље]] у митологији. Женска имена имају и патуљасте планете [[Церера (патуљаста планета)|Церера]], [[Ерида (патуљаста планета)|Ерида]] и [[Хаумеа (патуљаста планета)|Хаумеа]].
* Астрономски симбол Венере (кружић са крстићем испод) је уједно и симбол који се у [[биологија|биологији]] користи за женски род.<ref name="stearn">{{cite journal|last=Stearn| first = William|
| title = The Origin of the Male and Female Symbols of Biology| journal = Taxon| volume = 11| issue = 4|
| doi = 10.2307/1217734| jstor = 1217734}}</ref> У западњачкој [[алхемија|алхемији]] венерин симбол се изједначава за симболом за [[бакар]].<ref name="stearn" />
* Једино подручје на Венери које приближно задовољава услове живота какав је на Земљи налази се у атмосфери на висинама од око 50 км од површине.<ref name="Landis2003">{{cite conference|first=Geoffrey A.| last=Landis| url = http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1| title = Colonization of Venus| booktitle = AIP Conference Proceedings| volume = 654| issue = 1| doi = 10.1063/1.1541418|
* Прве идеје о слању људске посаде на Венеру датирају са краја [[1960-е|1960-их]] година из времена [[Пројекат Аполо|Програма Аполо]].<ref name="Manned Venus Flyby">{{Cite book|author=Feldman, M. S. |
| publisher = Bellcomm, Inc | url = http://devin.com/cruft/19790072165_1979072165.pdf| format = PDF|
== Види још ==
Ред 464:
== Литература ==
{{refbegin|2}}
* {{Cite book|ref=harv|
| publisher = Bellcomm, Inc | url = http://devin.com/cruft/19790072165_1979072165.pdf| format = PDF|
* {{Cite book|ref=harv|
* {{Cite book|ref=harv| first = Michel| last=Van Pelt|
* {{Cite book|ref=harv| last=Greeley| first = Ronald|
* {{Cite book|ref=harv| title = History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997|
* {{Cite book|ref=harv|
* {{Cite book|ref=harv| last=Waerden| first = Bartel|
* {{Cite book|ref=harv| last=Lakatos| first = Imre| last2=Worrall| first2 = John| last3=Currie| first3 = Gregory| editor1 = Worrall, John | editor2 = Currie, Gregory |
* {{Cite book|ref=harv| last=Bakich| first = Michael E.|
* {{Cite book|ref=harv| title = Geochemistry of Surface-Atmosphere Interactions on Venus (Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment)|
* {{Cite book|ref=harv| title = Gaia: A New Look at Life on Earth| last=Lovelock| first = James|
* {{Cite book|ref=harv| editor = Young, C.| url = http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html|
* {{Cite book|ref=harv| last=Frankel| first = Charles|
* {{Cite book|ref=harv| last=Kaufmann| first = W. J.|
* {{Cite book|ref=harv| title = The Planetary System| last=Morrison| first = David|
* {{Cite book|ref=harv|
* {{Cite book|ref=harv| last=Faure| first = Gunter|
* {{Cite book|ref=harv| last=Karttunen| first = Hannu|
* {{Cite book|ref=harv| last=Frankel| first = Charles|
{{refend}}
Ред 500:
* [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, pp. 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]]|
=== Картографски извори ===
|