Википедија

Венера — разлика између измена

Интерактиван преглед историје
← Старија изменаНовија измена →
Садржај обрисан Садржај додат
ВизуелноВикитекст
Autobot (разговор | доприноси)
1.572.075 измена
м Разне исправке
Autobot (разговор | доприноси)
1.572.075 измена
м uklanjanje {{fact}} jer postoji izvor; козметичке измене
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.|year=2007| title = Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006| journal = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy| volume = 98| issue = 3| pmid = | pmc = | bibcode = 2007CeMDA..98..155S| ref = {{sfnRef|Seidelmann Archinal A'hearn et al.|2007|pages=155-180}}}}</ref> Међутим, физички услови на површини ове планете се екстремно разликују у односу на оне на Земљи, превасходно због постојања веома густе [[атмосфера небеског тела|атмосфере]] око Венере у којој доминира [[угљен-диоксид]]. Угљен-диоксид чини чак 96,5% укупне запремине атмосфере, док је други по заступљености елемент [[азот]].<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Venusatmos.html| title = Atmosphere of Venus
| work = The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght| accessdate=29. 4. 2007.}}</ref>
 
Ред 66:
[[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.|author2 = Shields, J. A. |author3 = Decker, D. A.
| 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>
Ред 76:
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>
 
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|date=29. 11. 2007.| accessdate=29. 11. 2007.| archiveurl = https://web.archive.org/web/20071130201237/http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html| archivedate=30. 11. 2007.}}</ref> Како на површини Венере не постоје кишне падавине{{напомена|У горњим слојевима атмосфере Венере забележено је постојање кишних падавина [[сумпорна киселина|сумпорне киселине]] које испаравају на око 25 км изнад површине планете.}} које би за собом повукле стварање муња, логично објашњење је да је главни генератор муња на Венери вулкански пепео у вишим слојевима атмосфере. Као доказ за ове тврдње може да послужи и нестабилна концентрација [[сумпор-диоксид]]а у атмосфери, а која је у периоду 1978—1986. опала за више од 10 индексних поена, што значи да су њихове веће концентрације у прошлости биле последица вулканских ерупција.<ref>{{cite journal|last=Glaze| first=L. S.|year=1999| title = Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus| journal = Journal of Geophysical Research| volume = 104| issue = E8|pages=18899-18906| doi = 10.1029/1998JE000619
| bibcode = 1999JGR...10418899G| url = http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/1998JE000619/full | accessdate=23. 10. 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.|author2 = Schaber, G. G. | last3=Dawsow| first3 = 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|author=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
| 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" />
 
Ред 85:
<ref>{{cite web|title=Active Volcanoes on Venus?| url = http://www.skyandtelescope.com/news/Active-Volcanoes-on-Venus-251323301.html| publisher = Sky and Telescope|year=2014| last=Hall| first = Shannon| accessdate=02. 4. 2014.}}</ref>
 
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.|year=1993
| 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|pages=253-281}}</ref>{{sfn|Morrison|2003|pp=}}
Ред 93:
[[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. 3. 1984.| title = Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism| journal = Science| volume = 223| issue = 4640|pages=1072-1074
| doi = 10.1126/science.223.4640.1072| url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/223/4640/1072| accessdate=29. 4. 2009.| pmid = 17830154| bibcode = 1984Sci...223.1072E }}</ref><ref>{{cite journal|last=Bullock|first=Mark A.|author2 = Grinspoon, David H. | title = The Recent Evolution of Climate on Venus
| journal = Icarus| volume = 150| issue = 1|date=March 2001| doi=10.1006/icar.2000.6570| bibcode=2001Icar..150...19B|pages=19-37}}</ref>
Ред 161:
[[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)|author = Fegley, B. |display-authors=etal |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 &nbsp;°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.]]
Ред 174:
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=07. 10. 2011.| publisher = BBC| accessdate=08. 10. 2011.}}</ref>
Ред 213:
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" />
 
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 |date=10. 2. 2012.
| 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>
Ред 220:
| 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 |pages=L123–L126 |date=June 1979 | doi=10.1086/182975 | bibcode=1979ApJ...230L.123S }}</ref>
 
Венера нема [[природни сателит| природних сателита]]<ref name="icarus202">{{cite journal|last=Sheppard|first=Scott S.|author2 = Trujillo, Chadwick A. | title = A survey for satellites of Venus| journal = Icarus| volume = 202| issue = 1|date=July 2009|pages=12-16
| 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>
 
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|date=10. 10. 2006.| title = Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon| last=Musser| first = George| url = http://www.sciam.com/article.cfm?articleID=0008DCD1-0A66-152C-8A6683414B7F0000&ref=sciam
| 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" />
 
Ред 259:
[[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=20. 6. 2006.}}</ref>
 
[[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
| accessdate=12. 7. 2009.}}</ref> Детаљнијим изучавањима атмосфере ове планете базираним на посматрањима бавио се и [[њемачка| немачки]] астроном [[Јохан Јероним Шретер]] 1790. године. Године [[1866]]. [[сједињене Америчке Државе| амерички]] астроном [[Честер Лајман]] утврдио је постојање пуног прстена око планете у фази њене доње конјункције што је био доказ постојања густе атмосфере кроз коју су се преламали сунчеви зраци.<ref>{{cite journal|last=Russell| first = H. N.|year=1899| title = The Atmosphere of Venus| journal = Astrophysical Journal| volume = 9
| doi = 10.1086/140593| bibcode = 1899ApJ.....9..284R|pages=284-299}}</ref>
 
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.|year=1832
| title = On the Rotation of Venus| journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=2| bibcode = 1832MNRAS...2...78H|pages=78-126}}</ref>
 
Ред 275:
[[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|year=2003
| work = The Soviet Exploration of Venus| title = Inventing The Interplanetary Probe | url = http://www.mentallandscape.com/V_OKB1.htm| accessdate=27. 12. 2007.}}</ref> Сонда Венера-1 је била део обимног совјетског истраживачког пројекта кодног имена ''[[Програм Венера]]'', чији је основни циљ било истраживање планете Венере и околног међупланетарног простора. Ка Венери је лансирано укупно 16 сонди у оквиру овог програма у периоду до [[1983]]. године.
 
Ред 295:
Сонда [[Венера-7]] изграђена је на начин који јој је омогућавао успешно слетање на површини планете уз могућност савлађивања притисака и до 180 бара. Сонда је била опремљена специјалним падобраном за брзо 35-минутно слетање. Непосредно пре слетања сонда је додатно охлађена, а током самог слетања које се десило 15. децембра 1970. године, падобран је делимично поцепан због чега је сонда непланирано ударила у површину планете и окренула се на бок. Сонда је одашиљала слаб повратни сигнал са површине током 23 минута. Била је то прва свемирска летелица која се успешно меко приземљила на површину неке планете, и прва сонда која је слала успешне [[телеметрија|телеметријске]] податке са исте.<ref name="mitchell_2" />
 
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|year=2003| url = http://www.mentallandscape.com/V_Lavochkin2.htm | accessdate=27. 12. 2007.}}</ref>
 
Ред 302:
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.
 
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|year=2003| work = The Soviet Exploration of Venus| title = Drilling into the Surface of Venus| url = http://www.mentallandscape.com/V_Venera11.htm
| 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).]]
 
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. |author2 = Blamont, J. |author3 = Preston, R. | title = The Vega Venus Balloon experiment| journal = Bulletin of the American Astronomical Society|year=1985| volume=17| bibcode = 1985BAAS...17..722L |pages=722}}</ref><ref>{{cite journal|title=The VEGA Venus Balloon Experiment|author = Sagdeev, R. Z. |author2 = Linkin, V. M. |author3 = Blamont, J. E. |author4 = Preston, R. A. | journal = Science | volume = 231|pages=1407-1408|year=1986| doi = 10.1126/science.231.4744.1407| pmid = 17748079
| issue = 4744| jstor = 1696342| bibcode = 1986Sci...231.1407S }}</ref>
 
Ред 433:
[[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|date=May 1968
| title = The Origin of the Male and Female Symbols of Biology| journal = Taxon| volume = 11| issue = 4|pages=109-113
| doi = 10.2307/1217734| jstor = 1217734}}</ref> У западњачкој [[алхемија|алхемији]] венерин симбол се изједначава за симболом за [[бакар]].<ref name="stearn" />
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/wiki/Венера”