Венера — разлика између измена

[[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}})]]

 

| work = The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght| accessdate=29. 4. 2007.}}</ref>

 

[[Датотека:InteriorOfVenus sr.svg|мини|д|250п|Унутрашња структура Венере.]]

 

| title = Density constraints on the composition of Venus| booktitle = Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference| publisher = Pergamon Press| location=Houston, TX|date=16–20 March 1981|pages=1507-1516| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982LPSC...12.1507G

| accessdate=12. 7. 2009.}}</ref> Претпоставља се да због својих сличности са Земљом када је реч о димензијама и густини, има и сличну унутрашњу структуру, односно да су три основна унутрашња слоја [[планетарно језгро|језгро]], [[мантл]] (омотач језгра) и [[земљина кора|кора]]. Претпоставке су да је језгро Венере једним делом у чврстом, а једним делом у полутечном стању (слично као и код Земље с обзиром да обе планете деле готово идентичан степен хлађења).{{sfn|Faure|Mensing|2007|p=201}} Језгро је састављено од тешких метала, углавном гвожђа и има пречник од око 3.000 км. Како је Венера нешто мањих димензија у односу на Земљу, претпоставке су и да су притисци у дубокој унутрашњости планете нешто нижи. Око језгра је растопљени стеновити мантл који чини највећи део запремине планете. Према новијим подацима добијеним са сонде [[Магелан (спејс-шатл)|Магелан]], Венерина кора је дебља и чвршћа него што се раније претпостављало. Сматра се да Венера нема [[тектоника плоча|тектонске плоче]] попут [[Земља|Земље]], што се објашњава непостојањем текуће воде на површини која би олакшала [[субдукција|субдукцију]]. Самим тим и избијање лаве на површину планете је последица напрезања у омотачу која се јављају у правилним временским интервалима (и то је уједно једини начин којим се губи унутрашња топлота планете).<ref name="Nimmo98">{{cite journal|author=Nimmo, F. |author2 = McKenzie, D. | title = Volcanism and Tectonics on Venus| journal = Annual Review of Earth and Planetary Sciences| volume = 26| issue = 1|year=1998| doi = 10.1146/annurev.earth.26.1.23| bibcode = 1998AREPS..26...23N|pages=23-53}}</ref> Све то знатно лимитира процес губитка унутрашње топлоте и самим тим хлађења планете, односно објашњава недостатак интерно-генерисаног [[магнетно поље|магнетног поља]].<ref>{{cite journal|author=Nimmo, F.|year=2002| title = Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio| journal=Geology| volume=30| issue=11| doi=10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2| issn = 0091-7613| bibcode = 2002Geo....30..987N |pages=987-990}}</ref>

Највећи део површине Венере формиран је услед интензивне вулканске активности. На површини ове планете до сада је регистровано 167 вулкана (вероватно активних) пречника изнад 100 км, док се, поређења ради на Земљи налази само један такав вулкански комплекс на острву [[Хаваји]].<ref name="Frankel" /> Међутим овако велика диспропорција у димензијама вулкана никако не значи и да је Венера вулкански знатно активнија од Земље, већ да је њена кора знатно старија од Земљине литосфере. [[Океанска кора]] на Земљи је подложна константном „обнављању“ услед [[субдукција|субдукције]] [[тектоника плоча|тектонских плоча]].{{sfn|Karttunen|Kroger|Poutanen|Donner|2007|p=162}} Тако је површински слој Венерине коре процењене старости на око 300 до 600 милиона година, док је Земљина кора у просеку стара око 100 милиона година.<ref name="Nimmo98" /><ref name="Frankel">{{harvnb|Frankel|1996|pp=}}</ref>

 

| bibcode = 1999JGR...10418899G| url = http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/1998JE000619/full | accessdate=23. 10. 2017.}}</ref>

 

| volume = 203| issue = 1| bibcode = 2009Icar..203...13R|pages=13}}</ref> Непостојање текстонских плоча на Венери онемогућава ослобађање вишка топлоте из мантла, температуре у мантлу расту све док не достигну критичну вредност која знатно ослаби површински слој коре. Тада, у периоду који траје око 100 милиона година долази до потпуног „подвлачења“ површинског дела коре испод горњих слојева мантла, чиме се у целости измени површинска слика планете. Такви циклични процеси понављају се сваких 300 до 600 милиона година.<ref name="Frankel" />

 

[[Датотека:Ishtar terra topo.jpg|мини|250п|д|Топографска пројекција регије [[Иштар тера]].]]

 

| journal = Icarus| volume = 150| issue = 1|date=March 2001| doi=10.1006/icar.2000.6570| bibcode=2001Icar..150...19B|pages=19-37}}</ref>

 

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 |date=10. 3. 2016 }}. 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.|archive-url=https://web.archive.org/web/20120809051650/http://home.surewest.net/kheider/astro/Solex-Venus.txt|archive-date=09. 8. 2012|dead-url=yes}}</ref> У време периода изразито великог ексцентрицитета удаљеност између ове две планете може да се спусти до 38,2 милиона километара.<ref name="nssdc" />

 

| accessdate=19. 8. 2012.}}</ref> Због ретроградне ротације дужина соларног дела дана је нешто краћа у односу на ноћ и траје 116,75 земаљских дана, што је краће чак и од соларног дана на [[Меркур]]у који траје 176 земаљских дана. То значи да једна година на Венери траје око 1,92 соларна дана.<ref name="compare" /> Због ретроградне ротације Сунце на Венери излази на западу, а залази на истоку.<ref name="compare">{{cite web|title=Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars| publisher = Planetary Society| url = http://www.planetary.org/explore/space-topics/compare/

| accessdate=12. 4. 2007.}}</ref>

| 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. |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|pages=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|author2 = 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>

 

| 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|date=10. 10. 2006.| title = Why Doesn't Venus Have a Moon?| url = http://www.skyandtelescope.com/news/home/4353026.html| accessdate=03. 8. 2007.| archiveurl = https://archive.today/20120530021412/http://www.skyandtelescope.com/news/home/4353026.html| archivedate=30. 5. 2012|dead-url=no}}</ref> Претпоставке су да су на исти начин нестали и неки од евентуалних сателита насталих услед каснијих судара. Алтернативно објашњење везано за мали број природних сателита око [[терестричка планета|терестричких планета]] везано је за снажне плимске силе Сунца које су у стању да дестабилизују орбите великих сателита у том подручју Сунчевог система.<ref name="icarus202" />

 

[[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|year=2004|pages=209-219|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

| doi = 10.1086/140593| bibcode = 1899ApJ.....9..284R|pages=284-299}}</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|author=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=06. 1. 2005.| title = Pioneer Venus Project Information| publisher = NASA Goddard Space Flight Center| url = https://www.nasa.gov/mission_pages/pioneer-venus/ | accessdate=23. 10. 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|author2 = Batson, Raymond M.|year=2007| title = Planetary Mapping|pages=47|publisher = Cambridge University Press|isbn=978-0-521-03373-2| url = https://books.google.com/?id=ztodv66A1VsC&pg=PA47| accessdate=19. 7. 2009.}}</ref>

 

[[Датотека:Venus2 mag big.png|мини|л|250п|Резултати радарског снимања површине Венере са сонде [[Магелан (свемирска сонда)|Магелан]] (у прилагођеној боји).]]

 

| issue = 4744| jstor = 1696342| bibcode = 1986Sci...231.1407S }}</ref>

 

{{портал|Астрономија}}

{{Commonscat|Venus (planet)}}

 

* [https://web.archive.org/web/20110831094309/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Venus Подаци о Венери] на [http://solarsystem.nasa.gov/ Насином сајту]