Венера — разлика између измена

 

Најважнији извори података о унутрашњој структури и [[геохемија|геохемији]] Венере долазе на основу проучавања њених сеизмичких активности на површини и [[момент инерције|момента инерције]].<ref name="goettel">{{cite conference|last=Goettel| first = K. A.|author2 = Shields, J. A. |author3 = Decker, D. A.

| 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 km. 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>

 

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 km 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" />

 

 

Географске ширине локалитета на површини Венере одређују се у односу на почетни меридијан који се првобитно налазио јужно од области Алфа у самом средишту овалног рељефног облика означеног именом Ив (Ева).<ref name="Davies_1994">{{cite journal|doi=10.1007/BF00693410| last=Davies| first = M. E.| last2=Abalakin| first2 = V. K.| last3=Bursa| first3 = M.| last4=Lieske| first4 = J. H.| last5=Morando| first5 = B.| last6=Morrison| first6 = D.| last7=Seidelmann| first7 = P. K.| last8=Sinclair| first8 = A. T.| last9=Yallop| first9 = B.|year=1994| title = Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites| journal = Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy| volume = 63| issue = 2| bibcode = 1996CeMDA..63..127D|pages=127}}</ref> Након окончања неких истраживачких мисија на Венери, редефинисан је локалитет почетног меридијана за који је одређен меридијан који пролази преко централног дела кратера Аријадна.<ref>{{cite web|url=http://astrogeology.usgs.gov/Projects/WGCCRE/constants/iau2000_table1.html| title = USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)| accessdate=22. 10. 2009}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide8.html| title = The Magellan Venus Explorer's Guide| accessdate=22. 10. 2009}}</ref>

 

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 km.<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

 

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 km изнад површине.<ref name="mitchell_2" />