Википедија

Венера — разлика између измена

Интерактиван преглед историје
← Старија изменаНовија измена →
Садржај обрисан Садржај додат
ВизуелноВикитекст
Autobot (разговор | доприноси)
1.572.075 измена
м uklanjanje {{fact}} jer postoji izvor; козметичке измене
Autobot (разговор | доприноси)
1.572.075 измена
м Разне исправке; козметичке измене
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=28. 11. 2012 |date=| work = | publisher = NASA | archive-url = https://www.webcitation.org/6ftO4K7lC?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html | archive-date=10. 3. 2016 | dead-url = yes | df = }}</ref>
| перихел = 107,477
| велика_полуоса = 108,208
Ред 47:
| референтни_датум = 12:00 UT 1 Jan 2000 (JD 2451545.0)
}}
'''Венера''' је једна од 8 планета Сунчевог система,{{напомена|[[Плутон]] је откривен [[1930]]. и сматран је једном од [[планета]] [[сунчев систем|Сунчевог система]] (најмањим и најудаљенијим планетом). Након [[2006]]. Плутон је означен као патуљаста планета.}} и друга је планета по удаљености од Сунца, са просечном удаљеношћу од око 0,72 [[Астрономска јединица|АЈ]] (или 108.200.000 кмkm). Око Сунца се креће готово кружном орбитом, а једну ротацију обави за 224,7 земаљских дана. Нема [[природни сателит|природних сателита]] у својој орбити. Друго је по сјају небеско тело на ноћном небу гледано са Земље, одмах после [[Месец]]а, са вредностима привидне магнитуде од -4,9 до -3,8.
 
Име је добила по [[Антички Рим|староримској]] богињи љубави и лепоте [[Венера (богиња)|Венери]] ([[античка Грчка|грчки]] еквивалент је [[Афродита]]) и једина је планета која је добила име по неком женском митолошком божанству. Гледано са Земље најуочљивија је у сумрак и у рану зору, те се често у народу назива и ''Звездом Даницом'' и ''Звездом Вечерњачом''.
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 кмkm, што је за свега 650 кмkm 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 68:
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 кмkm. 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>
 
=== Површинска геологија ===
Ред 74:
[[Датотека:Mgn p39146.png|мини|250п|д|Ударни кратери на површини Венере — геолошки најстарије морфоскулптуре на планети.]]
 
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 кмkm, 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 кмkm 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>
 
Ред 83:
 
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-{ °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|year=2014| last=Hall| first = Shannon| accessdate=022. 4. 2014.}}</ref>
 
Ударни кратери на површини Венере имају димензије између 3—280 кмkm. 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=099. 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>
 
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|last=Basilevsky|first=Alexander T.|author2 = Head, James W, III | title = Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas|year=1995| journal = Earth, Moon, and Planets| volume = 66| issue = 3| bibcode = 1995EM&P...66..285B | doi = 10.1007/BF00579467|pages=285-336}}</ref> Преосталих 20% заузимају две велике висоравни које су означене као „континети“ (''-{Terra}-''). Северни континент или ''[[Иштар тера]]'' налази се на северној хемисфери, величине је [[аустралија|Аустралије]], а име је добио по [[вавилонија|вавилонској]] богињи лепоте [[Иштар]]. На овој висоравни налази се и планина [[Максвел монтес|Максвел]], највиши врх Венере који лежи на 11 кмkm изнад просечне површинске висине. Јужни континент носи назив ''[[Афродита тера]]'', знатно је већих димензија (његове димензије одговарају површини [[Јужна Америка|Јужне Америке]]) и испресецан је бројним раседима и пукотинама.<ref name="Kaufmann">{{harvnb|Kaufmann|1994|p=204}}</ref>
 
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 кмkm 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|date=18–22 March 1991| location = Houston, Texas| url = http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1033.pdf| format = PDF| accessdate=12. 7. 2009.|pages=65}}</ref> Изузетак су једино планина Максвел која је име добила по [[шкотска|шкотском]] математичару и физичару [[Џејмс Клерк Максвел|Џејмсу Максвелу]] и висоравни [[Алфа регио|Алфа]], [[Бета регио|Бета]] и [[Овда регио|Овда]]. Поменути локалитети су добили имена пре него што је [[Međunarodna astronomska unija|Међународна астрономска унија]] усвојила јединствени систем планетарне номенклатуре.<ref name="jpl-magellan">{{Cite book|editor=Young, C.| url = http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html|year=1990| title = The Magellan Venus Explorer's Guide| edition = JPL Publication 90-24| publisher = Jet Propulsion Laboratory| location = California}}</ref>
Ред 157:
 
=== Тропосфера Венерине атмосфере ===
[[Тропосфера]] је најгушћи део Венерине атмосфере, и обухвата појас од површине планете до 65 кмkm 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 кгkg/мm³ (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/>
Ред 165:
[[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 кмkm од површине (на Земљи сличан однос је до висина од 10 кмkm). На висинама од око 50 кмkm вредности атмосферског притиска се изједначавају са вредностима на површине Земље.<ref name=Nave>{{cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/solar/venusenv.html| title = The Environment of Venus| last=Nave| first = Carl R. | work = Hyperphysics| publisher = Department of Physics and Astronomy, Georgia State University| accessdate=23. 1. 2008.| archiveurl= https://web.archive.org/web/20080214034840/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/solar/venusenv.html| archivedate=14. 2. 2008. | deadurl= no}}</ref> Тај појас означен је као тропопауза, односно гранична зона између горње тропосфере и доње мезосфере.<ref name=Patzold2007/> Према подацима са сонди ''[[Венера експрес]]'' и ''[[Магелан (спејс-шатл)|Магелан]]'' на висинама између 52,5 и 54 кмkm температуре ваздуха имају вредности између 20—37&nbsp;°C, док је ваздушни притисак идентичан ономе на површини Земље на висини од 49,5 кмkm.<ref name=Patzold2007/><ref name=Profiles>{{cite web|url=http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm| title = Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles| publisher = Shade Tree Physics| accessdate=23. 1. 2008.| archiveurl = https://web.archive.org/web/20080205025041/http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm| archivedate=055. 2. 2008| deadurl = yes}}</ref> Научно није искључено постојање неких животних облика на тим висинама атмосфере.<ref name="Cockell1999">{{cite journal|doi=10.1016/S0032-0633(99)00036-7| last=Cockell| first = C. S.| title = Life on Venus| journal = Planetary and Space Science| volume = 47| issue = 12|date=December 1999| bibcode = 1999P&SS...47.1487C|pages=1487-1501}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.astrobio.net/news/article311.html | title = {title} | accessdate=23. 4. 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070807083309/http://www.astrobio.net/news/article311.html |archive-date=077. 8. 2007 |dead-url=bot: unknown }} :: Astrobiology Magazine</ref><ref>Geoffrey A. Landis {{Cite web|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf | title = {title} | accessdate=23. 4. 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110807004311/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2003/TM-2003-212310.pdf |archive-date=077. 8. 2011 |dead-url=yes }}</ref>
 
Брзине ветрова на Венери могу да се директно мере једино у горњим слојевима тропосфере, на висинама између 60 и 70 кмkm, што одговара горњим границама облака.<ref name=Markiewicz2007>{{cite journal|last=Markiewicz| first = W.J.| title = Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus| journal = Nature|year=2007| volume = 450| doi = 10.1038/nature06320| bibcode=2007Natur.450..633M| pmid = 18046394| issue = 7170|author2 = Titov, D.V.| last3=Limaye| first3 = S.S.| last4=Keller| first4 = H. U.| last5=Ignatiev| first5 = N.| last6=Jaumann| first6 = R.| last7=Thomas| first7 = N.| last8=Michalik| first8 = H.| last9=Moissl| first9 = R.|pages=633-636}}</ref> Кретање облака обично се посматра у ултраљубичастом делу спектра где су контрасти између облака најинтензивнији.<ref name=Markiewicz2007/> Брзине ветрова на том нивоу су око 100 ± 10 м/с на географским ширинама испод 50°. Ветрови на Венери се крећу у [[ретроградно и директно кретање|ретроградном смеру]] пошто дувају у истом ретроградном правцу њене ротације.<ref name=Markiewicz2007/> Брзине ветрова се нагло смањују идући ка вишим географским ширинама, и на половима достижу вредности нула. Како се ветрови крећу знатно брже од брзина ротације планете ствара се ефекат такозване ''супер ротације атмосфере'', што значи да ваздушне струје обиђу пуни круг око планете много пре него што се изврши једна пуна ротација.<ref name=Landis2002>{{cite conference|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf| title = Atmospheric Flight on Venus| format = PDF| first = Geoffrey A.| last=Landis| last2=Colozza| first2 = Anthony|author3 = LaMarre, Christopher M| conference = 40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics| place = Reno, Nevada, January 14–17, 2002| booktitle = Proceedings|pages=IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0| issue = 5| accessdate=25. 4. 2014| archiveurl = https://web.archive.org/web/20111016143148/http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf| archivedate=16. 10. 2011| deadurl = yes}}</ref> Ветрови се одликују и јаким вертикалним градијентом, односно у зони тропосфере им опадају брзине са висином за 3 м/с на сваки километар висине,<ref name=Svedhem2007/> тако да су брзине на површини знатно мање него на Земљи и износе у просеку од 0,3 до 0,1 м/с. Иако су ово веома мале брзине, ипак су због велике густине атмосфере довољне за покретање прашине и мањих стена по површини.<ref name=Basilevsky2003/><ref name=Moskin>{{cite journal|last=Moshkin| first = B.E.|author2 = Ekonomov, A.P. |author3 = Golovin Iu.M.|year=1979| title = Dust on the surface of Venus| journal = Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research)| volume = 17| bibcode=1979KosIs..17..280M |pages=280-285}}</ref>
 
=== 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 кмkm и [[термосфера|термосфере]] која достиже горње границе атмосфере ([[егзосфера]]) на висинама од око 220 до 350 кмkm од површине планете.<ref name=Patzold2007>{{cite journal|last=Patzold| first = M.| title = The structure of Venus' middle atmosphere and ionosphere| journal=Nature|year=2007| volume=450| doi=10.1038/nature06239| bibcode=2007Natur.450..657P| pmid = 18046400| issue = 7170|author2 = Hausler,B.| last3=Bird| first3 = M.K.| last4=Tellmann| first4 = S.| last5=Mattei| first5 = R.| last6=Asmar| first6 = S. W.| last7=Dehant| first7 = V.| last8=Eidel| first8 = W.| last9=Imamura| first9 = T.|pages=657-660}}</ref> Егзосфера је толико ретка да у њој готово не долази ни до каквих судара честица.
 
Венерина мезосфера је подељена у два слоја: нижи слој на висинама између 62 и 73 кмkm<ref name=mesosphere1>Ове вредности одговарају онима изнад полова, док је најтања у подручјима око екватора (65 до 67 кмkm).</ref> и виши слој на висинама између 73 и 95 кмkm.<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 кмkm, 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 кмkm 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 кмkm 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 кмkm.<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 кмkm 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 кмkm.<ref>{{cite news|url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-15203281| title = Venus springs ozone layer surprise| last=Carpenter| first=Jennifer|date=077. 10. 2011.| publisher = BBC| accessdate=088. 10. 2011.}}</ref>
 
На висинама између 120 и 300 кмkm 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 кмkm висине), ''-{v2}-'' (140—160 кмkm) и ''-{v3}-'' (200—250 кмkm), а постоје претпоставке и о евентуалном четвртом слоју на висинама од око 180 кмkm.<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 |author3-link = David Merritt | last4=Thompson| first4 = K. W. |display-authors=etal | title = Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study | journal = Icarus | volume = 60 | issue = 2 |pages=317-326|date=November 1984 | doi = 10.1016/0019-1035(84)90192-1| bibcode=1984Icar...60..317W| last5=Brynsvold| first5 = R.R.| last6=Eich| first6 = C.J.|last7=Knudsen| first7 = W.C.| last8=Miller| first8 = K.L.|pages=317-326}}</ref> Горња граница јоносфере, односно слој јонопаузе је на висинама 220—375 кмkm и представља границу између планетарне [[плазма (физика)|плазме]] и индуковане [[магнетосфера|магнетосфере]].<ref name=Russell993/><ref name=Zhang2007/>
 
=== Облаци ===
[[Датотека:PIA00072 Venus Cloud Patterns - colorized and filtered.jpg|мини|д|250п|Облачне масе на Венери снимљене [[1990]]. преко УВ филтера (због тога плава боја).]]
 
Облаци у Венериној атмосфери су доста дебели и састављени су од честица [[сумпор-диоксид]]а и капљица [[сумпорна киселина|сумпорне киселине]].<ref name=Krasnopolsky>{{cite journal|last=Krasnopolsky| first = V.A.|author2 = Parshev V.A.|year=1981| title = Chemical composition of the atmosphere of Venus| journal= Nature | volume = 292 | issue = 5824| bibcode=1981Natur.292..610K| doi = 10.1038/292610a0|pages=610-613}}</ref> Како ови облаци рефлектују преко 75% укупног [[соларна енергија|сунчевог зрачења]]{{напомена|Поменута вредност означава сферни албедо, док је вредност геометријског албеда око 85%.}} које пада на ову планету, ствара се ефекат замагљености који отежава директно посматрање њене површине.<ref name=Basilevsky2003/> Овако велики степен рефлексије доводи до тога да је количина одбијене сунчеве енергије готово једнака оној примљеној, што би значило да потенцијална [[соларна ћелија]] у орбити око Венере има могућност непрестаног снабдевања соларном енергијом.<ref name=SolarAirPlane>{{cite journal|bibcode=2001AIPC..552...16L| title = Exploring Venus by Solar Airplane| first = Geoffrey A.| last=Landis| publisher = American Institute of Physics|year=2001| journal = AIP Conference Proceedings| volume = 522| doi = 10.1063/1.1357898|pages=16-18}}</ref> Венера има највише вредности геометријског [[албедо|албеда]] у односу на преосталих 7 планета [[сунчев систем|Сунчевог система]]. На основу података са сонде ''[[Венера експрес]]'' познато је да је дебљина облајка у ноћном делу атмосфере знатно већа у поређењу са дневним делом. Тако је дебљина облака у дневном делу атмосфере процењена на око 20 кмkm са горњом границом простирања од 65 кмkm, док се у ноћном делу атмосфере горња граница пење до висина од 90 до 105 кмkm.<ref name=CloudyWorld>{{cite web|url=http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319| title = Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express| publisher = Venus Today|date=12. 7. 2006.| accessdate=17. 1. 2007.|archive-url=https://web.archive.org/web/20070928123440/http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319|archive-date=28. 9. 2007|dead-url=yes}}</ref>
''
Облачност је изразито велика, а због велике густине облака јако мале количине сунчева светла допиру до површине планете, видљивост је свега око 3 кмkm, а количина светлости у границама између 5.000 и 10.000 [[лукс|-{lx}-]]. Самим тим и влажност ваздуха је екстремно ниска и износи свега до 0,1%.<ref name=Koehler>{{cite journal|last=Koehler| first = H. W.| bibcode=1982S&W....21..282K| title = Results of the Venus sondes Venera 13 and 14| journal = Sterne und Weltraum| volume = 21|year=1982|pages=282-}}</ref>
 
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 193:
:-{SO}-<sub>3</sub> + [[вода|-{H}-<sub>2</sub>O]] → [[сумпорна киселина|-{H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>}-]]
 
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=077. 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=066. 4. 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|year=2007| volume = 450| doi = 10.1038/nature05930| bibcode=2007Natur.450..661R| pmid=18046401| issue = 7170|author2 = Zhang, T.L.| last3=Delva| first3=M.| last4=Magnes| first4=W.| last5=Strangeway| first5 = R. J.| last6=Wei| first6 = H. Y.|pages=661-662}}</ref>
 
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=011. 8. 2009.}}</ref>
 
== Индукована магнетосфера ==
Ред 204:
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|year=1993| bibcode = 1993RPPh...56..687R| doi = 10.1088/0034-4885/56/6/001|pages=687-732}}</ref> а разлог његовог непостојања није довољно познат, иако се теоријски сматра да је његов недостатак последица или споре ротације или недостатка [[конвекција]] у језгру, односно у језгру не долази до стварања [[динамо]] ефекта. Венера поседује једино индуковану [[магнетосфера|магнетосферу]] насталу деловањем сунчевог магнетског поља и јона које су донели [[сунчев ветар|соларни ветрови]].<ref name=Russell993/> Може се посматрати као ударни талас који се омотова око одређене препреке (у овом случају та препрека је Венера). Индуковану магнетосферу Венере чине ударни лук, магнетни омотач, магнетопауза и магнетни реп са магнетним колом.<ref name=Russell993/><ref name=Zhang2007>{{cite journal|last=Zhang| first=T.L.| title=Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum| journal=Nature|year=2007| volume=450| doi = 10.1038/nature06026| bibcode=2007Natur.450..654Z| pmid = 18046399| issue = 7170|author2 = Delva, M.| last3=Baumjohann| first3=W.| last4=Auster| first4 = H.-U.| last5=Carr| first5 = C.| last6=Russell| first6 = C. T.| last7=Barabash| first7=S.| last8=Balikhin| first8 = M.| last9=Kudela| first9 = K.|pages=654-656}}</ref>
 
Изнад [[субсоларна тачка|субсоларне тачке]] ''ударни лук'' налази се на висинама од 1.900 кмkm, 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 кмkm висине, док је горња граница [[јоносфера|јоносфере]] (јонопауза) на око 250 кмkm.<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|year=2007| volume=450| doi = 10.1038/nature06434| bibcode=2007Natur.450..650B| pmid = 18046398| issue = 7170|author2 = Fedorov, A.| last3=Sauvaud| first3 = J.J.| last4=Lundin| first4 = R.| last5=Russell| first5 = C. T.| last6=Futaana| first6 = Y.| last7=Zhang| first7 = T. L.| last8=Andersson| first8 = H.| last9=Brinkfeldt| first9 = K.|pages=650-653}}</ref>
 
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 211:
[[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 кмkm. 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 кмkm.<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=099. 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 кмkm/часhас што је занемарљиво мала брзина у поређењу са Земљом на којој се тачке на екватору крећу брзинама од 1.670 кмkm/часhас.{{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 224:
 
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=055. 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=033. 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" />
 
== Видљивост са Земље ==
Ред 240:
[[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=14. 5. 2012.| archive-url=https://web.archive.org/web/20040206040946/http://www.transit-of-venus.org.uk/history.htm| archive-date=066. 2. 2004| dead-url=yes| df=}}</ref>
 
Последњи парни транзити Венере десили су се [[Венерин транзит 2004.|8. јуна 2004.]] и [[венерин транзит 2012.|5—6. јуна 2012.]] године, и могли су се посматрати уз помоћ једноставније опреме и трајали су укупно око 6 сати и 40 минута сваки.
Ред 260:
 
[[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|pages=209-219}}</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>
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 километараkm 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.
 
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 кмkm 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|date=January 1958| bibcode = 1958ApJ...127....1M| last2=McCullough|last3=Sloanaker| volume = 127| journal = Astrophysical Journal| doi = 10.1086/146433|pages=1}}</ref><ref>{{cite journal|author=Jet Propulsion Laboratory| title = Mariner-Venus 1962 Final Project Report| publisher = NASA|year=1962| version = SP-59| url = http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19660005413_1966005413.pdf | format = PDF}}</ref>
 
Сонда [[Венера-3]] је [[1. март]]а [[1966]]. успела да уђе у Венерину атмосферу и да се приземљи на површину планете, чиме је постала први објекат изграђен људским рукама који се спустио на површину неког небеског тела. Због квара на комуникационом систему непосредно пре слетања сонда није успела да пошаље ни једну повратну информацију.<ref name="mitchell_2">{{cite web|last=Mitchell| first = Don|year=2003
| work = The Soviet Exploration of Venus| title = Plumbing the Atmosphere of Venus| url = http://www.mentallandscape.com/V_Lavochkin1.htm| accessdate=27. 12. 2007.}}</ref> Већ наредна сонда Венера-4 имала је више успеха након што је [[18. октобар|18. октобра]] [[1967]]. успешно ушла у атмосферу и започела научна мерења. Сонда је измерила вредности површинских температура од око 500&nbsp;°C, те удео [[угљен-диоксид]]а у укупном саставу атмосфере од скоро 95%. Како је Венерина атмосфера знатно веће густине него што су инжињери сонде Венера-4 претпостављали, њено спуштање на површину је трајало знатно дуже због чега су се батерије на уређају готово истрошиле и пре самог слетања на површину. Према повратним информацијама са сонде приликом слетања (повратне информације стигле након 93 минута), вредности ваздушног притиска на висинама од 24,96 кмkm износиле су 18 [[бар (јединица)|бара]].<ref name="mitchell_2" />
 
Свега дан касније пошто је сонда [[Венера-4]] неуспешно слетела на површину, америчка сонда [[Маринер 5]] која је првобитно изграђена као резервна варијанта за сонду [[Маринер 4]] која је истраживала [[Марс]], прелетела је изнад горњих врхова облака на мање од 4.000 кмkm.<ref>{{cite journal|author=Eshleman, V.; Fjeldbo, G.| title = The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment| publisher = NASA|year=1969| version = SU-SEL-69-003| url = http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19690011426_1969011426.pdf | format = PDF| bibcode = 1969RaSc....4..879F| last2=Eshleman
| volume = 4| journal = Radio Science| doi = 10.1029/RS004i010p00879| issue = 10|pages=879}}</ref> Резултати добијени са сонди Венера-4 и Маринер-5 заједнички су анализирани од стране мешовитог совјетско-америчког истраживачког тима.<ref>{{cite conference|title=Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII|date=11–24 May 1969| location = Prague, Czechoslovakia| booktitle = Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium| publisher = National Academy of Sciences|pages=94}}</ref><ref>{{cite web|last=Sagdeev| first = Roald| last2=Eisenhower| first2 = Susan|date=28. 5. 2008.| title = United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War| url = http://www.nasa.gov/50th/50th_magazine/coldWarCoOp.html| accessdate=19. 7. 2009.}}</ref>
 
Током јануара [[1969]]. године ка Венери су у размаку од пет дана упућене две сонде [[Венера-5]] и [[Венера-6]] које су у атмосферу око планете доспеле током 16. и 17. маја исте године. Сонде су у техничком смислу биле знатно напредније у односу на претходне мисије, и конструисане су да издрже атмосферске притиске до 25 бара. Како су површински притисци на планети у то време процењени на вредности између 75 и 100 бара нико није очекивао да ће сонде преживети спуштање на површину, те су обе сонде већ 50 минута након слања повратних информација уништене услед високих притисака на висинама од око 20 кмkm изнад површине.<ref name="mitchell_2" />
 
=== Истраживања површине и атмосферских прилика ===
Ред 298:
| title = First Pictures of the Surface of Venus|year=2003| url = http://www.mentallandscape.com/V_Lavochkin2.htm | accessdate=27. 12. 2007.}}</ref>
 
Готово у исто време америчка сонда [[Маринер 10]] упућена ка Меркуру је прошла крај Венере 5. фебруара 1974. на висини од око 5.790 кмkm 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. |author2 = Burgess, E. | title = The Voyage of Mariner 10| publisher = NASA|year=1978| version = SP-424| url = http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19780019203_1978019203.pdf| format = PDF| accessdate=12. 7. 2009.}}</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=066. 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 кмkm „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 кмkm 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.|pages=47}}</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 кмkm 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>
 
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|last=Lyons|first=Daniel T.|author2 = Saunders, R. Stephen |author3 = Griffith, Douglas G. | title = The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations| journal = Acta Astronautica| volume = 35 | issue = 9–11|date=May–June 1995| doi = 10.1016/0094-5765(95)00032-U|pages=669-676}}</ref> Сонда је по окончању мисије 1994. послата дубоко у атмосферу Венере са циљем да пре уништења измери њену густину.<ref>{{cite web|title=Magellan begins termination activities| work = JPL Universe|date=099. 9. 1994.| url = http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/status940909.html| accessdate=30. 7. 2009.}}</ref>
 
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|year=2006| title = Space invaders: how robotic spacecraft explore the Solar System| publisher = Springer|isbn=978-0-387-33232-1|pages=186-189}}</ref><ref>{{Cite book|last=Davis|first=Andrew M.|author2 = Holland, Heinrich D. |author3 = Turekian, Karl K. | title = Meteorites, comets, and planets| publisher = Elsevier|year=2005|isbn=978-0-08-044720-9|pages=489}}</ref>
 
=== 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=11. 2018. }}<!--mrtva veza do tog datuma.--> Сонда [[Венера експрес]] [[европска свемирска агенција|Европске свемирске агенције]] успешно је ушла у поларну орбиту око Венере 11. априла 2006. године.<ref name="venus express">{{cite web|title=Venus Express| work = ESA Portal| publisher = European Space Agency| url=http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/index.html| accessdate=099. 2. 2008.}}</ref> Задатак сонде је било обављање комплексних истраживања о атмосфери и облацима, те површинских карактеристика, посебно температура. Једно од најзначајнијих открића ове мисије је откриће постојања два веома снажна поларна [[циклон]]ска подручја изнад јужног пола Венере.<ref name="venus express" />
 
[[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=088. 12. 2010}}</ref><ref name="planetary">{{cite web|title=Akatsuki Mission statement | url= https://solarsystem.nasa.gov/missions/akatsuki | publisher=[[The Planetary Society]] | accessdate=23. 10. 2017}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.nature.com/news/2010/101214/full/468882a.html| title = Venus miss is a setback for Japanese programme| last=Cyranoski| first = David| publisher = Nature|date=14. 12. 2010| accessdate=21. 12. 2010}}</ref>, али је то успела из другог покушаја. Циљ мисије је снимање површине планете помоћу инфрацрвених камера, експериментално потврђивање муња у атмосфери и прибављање доказа о вулканској активности.<ref>{{cite web|title=Venus Climate Orbiter "PLANET-C"| work = JAXA| url=http://www.jaxa.jp/projects/sat/planet_c/index_e.html| accessdate=099. 2. 2008.}}</ref>
 
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=099. 2. 2008.}}</ref>
 
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=099. 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=18. 9. 2008.|archive-url= https://web.archive.org/web/20110720022756/http://gltrs.grc.nasa.gov/Citations.aspx?id=1568|archive-date=20. 7. 2011|dead-url= yes}}</ref> Од октобра 2015. године челници руског института [[Институт за истраживање свемира Руске академије наука|IKI RAN]] воде разговоре са челницима агенције НАСА о заједничком спровођењу ове мисије.<ref>{{cite web|title=U.S.-Russian talks on Venus mission resume | url = http://spaceflightnow.com/2015/11/12/u-s-russian-talks-on-venus-mission-resume/ | publisher = ''Spaceflightnow.com'' | last=Clark| first = Stephen|date=12. 11. 2015 | language = {{ен}} | accessdate=13. 11. 2015}}</ref> Разговори су са краћим прекидима због политичких тензија настављени и коначна одлука о инструментима и конфигурацији мисије се очекује до краја маја 2017. године. Мисија ће полетети после 2025. године.<ref>{{cite web|last=Wall| first = Mike| title = Russia, US Mulling Joint Mission to Venus| url = http://www.space.com/35333-russia-nasa-venus-mission-venera-d.html| work = Space.com| accessdate=17. 1. 2017}}</ref>
Ред 436:
| 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" />
* Једино подручје на Венери које приближно задовољава услове живота какав је на Земљи налази се у атмосфери на висинама од око 50 кмkm 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|year=2003|pages=1193-1198| accessdate=28. 8. 2018| archiveurl = https://archive.is/20120711103532/http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1| archivedate=11. 7. 2012| deadurl = yes|pages=1193-1198}}</ref>
* 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. |author2 = Ferrara, L. A. |author3 = Havenstein, P. L. |author4 = Volonte, J. E. |author5 = Whipple, P. H. | title = Manned Venus Flyby, February 1, 1967|publisher = Bellcomm, Inc | url = http://devin.com/cruft/19790072165_1979072165.pdf| format = PDF|year=1967}}</ref>
 
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/wiki/Венера”