Википедија

Венера (планета)

планета во Сончевиот Систем
(Пренасочено од Венера)
За римската божица на љубовта и убавината видете: Венера (божица)

Венера (народно: Обденица)[12] — втора планета од Сонцето, орбитирајќи на секои 224,7 Земјини денови.[13] Го има најдолгиот вртежен период (243 дена) од сите други планети во Сончевиот Систем и ротира во спротивна насока од другите планети (што значи дека Сонцето изгрева на запад, а заоѓа на исток).[14] Нема ниту една месечина. Именувана е според римската божица на љубовта и убавината. По Месечината, таа е вториот најсјаен објект кој може да се види на ноќното небо, достигнувајќи привидна величина од −4,6 – доволно светла за да направи сенка навечер и поретко, видлива со голо око сред бел ден. Максималната видливост планетата ја има пред изгрејсонце и малку по зајдисонцето. Затоа, често се именува како утринска ѕвезда или ѕвезда вечерница.[15][16] Орбитирајќи во Земјината орбита, Венера е долна планета и никогаш не изгледа како да се оддалечува далеку од Сонцето; максималното аголно растојание од Сонцето (издолженост) е 47,8°.

Венера ♀
Снимка во боја снимена од Маринер 10 изменета нзи два филтри. Површината е прикриена од дебелите сулфурни облаци.
Ознаки
Орбитални особености[2][4]
Епоха J2000
Афел
  • 0,728213 ае
  • 108.939.000 км
Перихел
  • 0,718440 ае
  • 107.477.000 км
  • 0,723332 ае
  • 108.208.000 км
Занесеност0,006772[1]
583,92 days[2]
35,02 км/с
50,115°
Наклон
76,680°[1]
54,884°
месечининема
Физички особености
Среден полупречник
  • 6.051,8 ± 1,0 км[5]
  • 0,9499 Земјини
Сплеснатост0[5]
  • 4,6023⋅108 км2
  • 0,902 Земјини
Зафатнина
  • 9,2843⋅1011 км3
  • 0,866 Земјини
Маса
  • 4,8675⋅1024 kg[6]
  • 0,815 Земјини
Средна густина
5,243 г/см3
  • 8,87 м/с2
  • 0,904 g
10.36 km/s (6.44 mi/s)[7]
−243,025 ден (повратно)[2]
Екваторска вртежна брзина
6.52 км/ч[convert: unknown unit]
2,64° (за повратно вртење)
177,36° (кон орбитата)[2][note 1]
Северенополна ректасцензија
  • 18ч 11м &100000000000000020000002с
  • 272,76°[8]
Северенополна деклинација
67,16°
Албедо
Површинска темп. најм сред најг
Келвин 737 K[2]
Целзиус 462 °C
−4.92 до −2.98[11]
9.7″–66.0″[2]
Атмосфера
Површински притисок
92 бари (9,2 MPa)
Состав по зафатнина
  1. ↑ Дефинирајќи го вртењето околу оската како повратно, следствено од вселенските мисии на НАСА и УСГС, со што Иштар Тера е на северната полутопка аи закосувањето на оската е под агол од 2,64°. Следејќи го правилото на десна рака за напредното движење придонесува Иштар Тера да биде на јужната полутопка и да има закосување на оската од 177,36°.

Венера е земјовидна планета и понекогаш ја нарекуваат сестра на Земјата поради нивната слична големина, маса, близина до Сонцето и состав. Таа е различна од Земјата во други аспекти. Ја има најгустата атмосфера од четирите земјени планети, и се состои од повеќе од 96 % јаглерод диоксид. Атмносферскиот притисок на површината на планетата е 92 пати од оној на Земјата, или приближно притсокот што се наоѓа на 900 м (3,000 ст) под водата на Земјата. Венера е најжешката планета во Сончевиот Систем, со средна температура на површината од 735 K (462 °C; 863 °F), иако Меркур е поблиску до Сонцето. Венера е обвиткана со непровиден слој од високоодбивачки облаци од сулфурна киселина, спречувајќи нејзината површина да се гледа од вселената во видлива светлина. Можно е да имало океани со вода во минатото,[17][18] но тие би испариле со зголемување на температурата поради ефектот на стаклена градина.[19] Водата најверојатно фотодисоцирала, а ослободениот водорот бил однесен во меѓупланетарниот простор од страна на сончевиот ветер поради недостатокот на планетарното магнетно поле.[20] Површината на Венера е сува пустина прошарана со камења слични на плочи и со периодично јавување на вулканизам.

Како едно од најсветлите тела на небото, Венера игра голема улога во човечката култура од кога постојат записи. Таа е света за боговите на многу култури, и е примарна инспирација за писатели и поети како утринска ѕвезда и вечерна ѕвезда. Венера е првата планета чие движење било исцртано низ небото, уште од вториот милениум п.н.е.[21]

Како планета што е најблиску до Земјата, Венера била главна мета за раното меѓупланетарно истражување. Таа била првата планета после Земјата која ја посетила вселенско летало (Маринер 2 во 1962), и првото кое успешно слетало (Венера 7 во 1970). Густите облаци на Венера го оневозможуваат набљудувањето на нејзината површина во видливата светлина, а првите детални карти не се појавиле сè до пристигнувањето на орбитерот Магелан во 1991 година. Предложени се планови за планетарни возила или посложени мисии, но тие се попречени од непријателските површински услови на Венера.

Физички одлики

уреди
 
Големината на венера во споредба со Земјата.

Венера е една од четирите внатрешни планети во Сончевиот Систем, што значи дека има карпесто тело како Земјата. Слична е со Земјата во големина и маса, и често ја нарекуваат "сестра" или "близначка" на Земјата.[22] Пречникот на Венера е 12,103.6 kм (7,520.8 ми)—само 638.4 kм (396.7 ми) помалку од таа на Земјата—а нејзината маса е 81.5% од таа на Земјата. Условите на површината на Венера се радикално различни од оние на Земјата поради нејзината густа атмносфера која е 96.5% јаглерод диоксид, а останатите 3.5% се во најголем дел азот.[23]

Географија

уреди
Главна статија: Mapping of Venus

Површината на Венера била предмет на шпекулации сè додека некои од нејзините тајни не биле откриени од страна на планетарната наука во 20 век. Сондите на Венера во 1975 и 1982 вратиле слики од површината покриена во седимент и камења под агол.[24] Површината била мапирана во детали од страна на Магелан во 1990–91. Земјата покажува докази за екстензивен вулканизам, и сулфурот во атмносферата може да укаже на тоа дека имало во скоро време ерупции.[25][26]

Скоро 80% од површината на Венера е покриена од измазнети, вулкански рамнини, кои се состо од 70% рамнини со збрчкани гребнатини и 10% со мазни или лобуратни рамнини.[27] Остатокот од површината го сочинуваат два планински предели, "континенти", едниот лежи на северната полутопка на планетата, а другиот јужно од екваторот. Северниот континент е наречен Иштар Тера, именуван по Иштар, Бабилонската божица на љубовта, и е со големина колку Австралија. Максвел Монтес, највисоката планина на Венера, се наоѓа на Иштар Тера. Вевот е 11 kм (7 ми) над просечната надморска височина на Венера.[28] Северниот континент е наречен Афродита Тера, именуван по Грчката божица на љубовта, и е поголемиот од двата планински предели, со големина колку Северна Америка. Мрежа на фрактури и грешки го опфаќа поголемиот дел од оваа област.[29]

Отсуството на докази за проток на лава придружени со каква било видлива каладера останува енигма. Планетата има неколкуударни кратери, покажувајќи дека површината е релативно млада, конкретно 300–600 милиони години е стара.[30][31] Венера има неколку уникатни одлики на површината поради ударните кратери, планините, и долините кои најчесто се јавуваат кај карпестите планети. Покрај овие работи има и вулкански одлики со рамни врвови, наречени "фара", кои имаат облик на палачинка и имаат големина од 20 to 50 kм (12 to 31 ми) во должина, и од 100 to 1,000 м (330 to 3,280 ст) висина; радијални системи на фрактури слични на ѕвезди наречени "нова"; одлики со радијални и концентрични фрактури слични на пајакови мрежи, познати како "арахноиди"; и "корона", кружни прстени на фрактури понекогаш опкружени со вдлабнатина. Овие одлики по потекло се вулкански.[32]

Повеќето од одликите на површината на Венера се именувани по историски и митолошки жени.[33] Исклучоци се Максвел Монтес, именувани по Џејмс Клерк Максвел, и планинските региони Алфа Регио, Бета Регио, и Овда Регио. Последните три одлики се именувани пред сегашниот систем да биде усвоен од страна на Меѓунардниот Астрономски Сојуз, којшто ја надгледува планетарната номенклатура.[34]

Должините на физичките одлики на Венера се изразени во однос на нејзиниот примарен меридијан. Оригиналниот примарен меридијан поминува низ радарот на светла точка во центарот на овалната одлика Ева, сместена на Алфа Регио.[35] Откако завршиле мисиите на Венера, приматниот меридијан бил редефиниран да помине низ централниот врв во кратерот Ариадна.[36][37]

Површинска геологија

уреди
Главни статии: Geology of Venus и Volcanology of Venus
 
Слика со грешни бои од Maat Mons со вертикално издигнување од 22.5

Се чини дека поголемиот дел од површината на Венера е обликувана од вулканска активност. Венера има неколкупати повеќе вулкани од Земјата, има 167 големи вулкани, кои се над 100 км. (62 ми). Единствениот вулкански комплекс од оваа големина на Земјата е Големиот Сстров на Хаваи.[32]:154Ова не е затоа што Венера е повеќе вулкански активна од Земјата, туку затоа што нејзината кора е постара. Земјината океанска кора постојано се рециклира со подвлекување на границите на тектонските плочи, и има просечна старост од околу 100 милиони години,[38] додека површината на Венера е проценета да е 300-600 милиони години стара.[30][32]

Неколку докази упатуваат на тековната вулканска активност на Венера. За време на Советската програма на Венера, орбитарот Венера 9 доби спектроскопски докази за молња на Венера,[39] а Венера 12 доби дополнителни докази за молња и гром.[40][41] Европската вселенска агенија со Венера Експрес во 2007 година откри дека ѕвездените бранови ја потврдуваат појава на молња на Венера.[42][43] Една можност е дека пепелта од вулканска ерупција генерира молња. Друг доказ доаѓа од резултатот на мерењата на концентрациите на сулфур диоксид во атмосферата, кои паднал за фактор 10 помеѓу 1978 и 1986 година, скокна во 2006 година и повторно опадна 10 пати.[44] Ова може да значи дека нивоата биле зголемени неколкупати поради големите вулкански ерупции.[45][46]

Во 2008 и 2009 година, првиот директен доказ за тековен вулканизам бил забележан од страна на Венера Експрес, во форма на четири минливи локализирани инфрацрвени жаришта во рамките на зоната на раседот Ганис Часма,[47][n 1] во близина на штитниот вулкан Маат Монс.Три дамки биле забележани во повеќе од една последователна орбита. Се смета дека овие дамки претставуваат лава која само што е пуштена од вулкански ерупции.[48][49] Вистинските температури не се познати, бидејќи големината на жариштата не може да се измери, но најверојатно е во опсегот од 800-1,100 К (527-827 °C; 980-1,520 °F), во однос на нормалната температура од 740 K (467 °C; 872 °F).[50]

 
Ударни кратери на површината на Венера (слика со грешни бои, реконструирана од податоци од радарот)

Илјадници ударни кратери се рамномерно распоредени низ површината на Венера. На други кратерни тела, како што се Земјата и Месечината, кратерите покажуваат голем број на состојби на деградација. На Месечината, деградацијата е предизвикана од последувателните удари, додека на Земјата е предизвикана од ерозија на ветер и дожд. На Венера, околу 85% од кратерите се во иста состојба. Бројот на кратерите, заедно со нивната добро сочувана состојба, укажува на тоа дека планетата претрпела глобален обновувачки настан од пред околу 300-600 милиони години,[30][31] проследен со распаѓање на вулканизмот.[51] Додека Земјината кора е во континуирано движење, се смета дека Венера не е во можност да одржи таков процес. Без тектоника на плочи за да се распадне топлината од нејзиниот плашт, Венера наместо тоа поминува низ цикличен процес во кој температурите на обвивката се зголемуваат додека не достигнат критично ниво што ја ослабува кората. Потоа, во период од околу 100 милиони години, подвлекувањето се случува на огромно ниво, за целосно рециклирање на кората.[32]

Кратерите на Венера имаат големина од 3 to 280 kм (2 to 174 ми) во пречник. Кратерите не се помали од 3 км, поради ефектите на густата атмносфера на дојдовните објекти. Објектите со помалку од одредената кинетичка енергија се толку забавени од атмносферата што не создаваат ударен кратер.[52] Дојдовните проектили со помалку од 50 м (160 ст) во пречник, ќе се фрагментираат и ќе изгорат во атмносферата пред да ја достигнат површината.[53]

Внатрешна структура

уреди
 
Внатрешната структура на Венера – кората (надворешен слој), обвивката (среден слој) и јадрото (жолтиот внатрешен дел)

Без сеизмички податоци или познавање на моментот на инерција, достапни се малку информации за внатрешната структура и геохемијата на Венера.[54] Сличноста во големината и густината помеѓу Венера и Земјата сугерира дека имаат слична внатрешна структура: јадро, обвивка, и кора. Како и на Земјата, јадрото на Венера е делумно течно, бидејќи двете планети се ладат со приближно иста брзина.[55] Помалата големина на Венера значи дека притисоците се 24% пониски во длабочината на внатрешноста од Земјата.[56] Главната разлика меѓу двете планети е недостатокот на докази за тектонски плочи на Венера, веројатно затоа што нејзината кора е премногу силна за да се движи без вода која би и овозможила да биде помалку вискозна. Резултат на ова е намалената загуба на топлина од планетата, што ја спречува да се лади и да надомести за недостатокот на внатрешно генерирано магнетно поле.[57] Наместо тоа, Венера може да ја изгуби својата внатрешна топлина во големи периодични настани.[30]

Атмносфера и клима

уреди
 
Cloud structure in the Venusian atmosphere in 1979, revealed by observations in the ultraviolet band by Pioneer Venus Orbiter
 
Global radar view of Venus (without the clouds) from Magellan between 1990 and 1994
Главна статија: Atmosphere of Venus

Венера има многу густа атмносфера составена од 96.5% јаглерод диоксид, 3.5% азот, и траги од други гасови, најмногу забележлив сулфур диоксид.[58] Масата на атмносферата е 93 пати поголема од таа на Земјата, додека притисокот на нејзината површина е околу 92 пати поголем од оној на Земјата - притисок еквивалентен на оној на длабочина од речиси 1 kiloметар (0.62 ми) под Земјините океани. Густината на површината е 65 кг/м3, 6.5% од водата или 50 пати погуста од атмносферата на Земјата на 293 K (20 °C; 68 °F) на ниво на море. Богатата со CO
2 атмносфера го генерира најсилниот ефект на стаклена градина во Сончевиот Систем, правејќи ја температурата на површината да биде најмалку 735 K (462 °C; 864 °F).[13][59] Ова ја прави површината на Венера да е потопла од површината на Меркур, чија минимална температура на површината е 53 K (−220 °C; −364 °F) а максималната температура на површината е 700 K (427 °C; 801 °F),[60][61] иако оддалеченоста на Венера од Сонцето е двапати поголема од оддалеченоста на Меркур, и добива само 25% од сончевото зрачење на Меркур. Оваа температура е повисока од онаа што се користи за стерилизација.

Пребарувањата покажуваат дека пред милијарда години атмосферата на Венера била многу повеќе како таа на Земјата отколку што е сега, и дека можеби имало значителни количини на течна вода на површината, но по период од 600 милиони до неколку милијарди години,[62] ефект на стаклена градина бил предизвикан од испарување на таа оригинална вода, што предизвикало критично ниво на стакленички гасови во атмосферата.[63] Иако условите на површината на Венера повеќе не се гостопримливи за живот како тие на Земјата што можеби било возможно пред овој настан, постојат шпекулации за можноста дека постои живот во горните слоеви на облаците на Венера, 50 км од површината, каде што температурата се движи помеѓу 303 и 353 К (30 и 80 °C, 86 и 176 °F), но околината е кисела.[64][65][66]

Топлинската инерција и преносот на топлина со ветрови во пониската атмосфера значи дека температурата на површината на Венера не се разликува значително помеѓу денот и ноќта, и покрај екстремно бавното вртење на Венера. Ветровите на површината се бавни, се движат по неколку километри на час, но поради високата густина на атмосферата на површината, тие наметнуваат значителна сила од опструкции и пренесува прав и мали камења низ површината. Само ова би му отежнило на човекот да се движи по површината, дури и ако топлината, притисокот и недостатокот на кислород не се проблем.[67]

Над густиот CO2 слој има густи облаци кои главно се состојат од сулфурна киселина, која е формирана од сулфур диоксид и вода преку хемиска реакција што резултира со хидрат на сулфурна киселина. Дополнително, атмосферата се состои од околу 1% железен хлорид. Други можни состојки на честичките на облаците се железо сулфат, алуминиум хлорид и фосфорни анхидриди. Облаците на различни нивоа имаат различни композиции и распределби на големината на честичките. Овие облаци ја рефлектираат и расејуваат околу 90% од сончевата светлина што паѓа на нив назад во вселената и спречува визуелно набљудување на површината на Венера. Постојаното облачно покритие значи дека иако Венера е поблиску од Земјата до Сонцето, таа добива помалку сончева светлина на теренот. Силните 300 км / ч (185 mph) ветрови на врвот на облаците одат околу Венера околу секои четири до пет Земјини денови. Ветрите на Венера се движат до 60 пати од брзината на нејзиното вртење, додека најбрзите ветрови на Земјата се само 10-20% брзина на вртење.

Над густиот CO
2 слој има густи облаци кои главно се состојат од сулфурна киселина, која е формирана од сулфур диоксид и вода преку хемиска реакција што резултира со хидрат на сулфурна киселина. Дополнително, атмосферата се состои од околу 1% железен хлорид.[68][69] Други можни состојки на честичките на облаците се железо сулфат, алуминиум хлорид и фосфорни анхидриди. Облаците на различни нивоа имаат различни композиции и распределби на големината на честичките.[68] Овие облаци ја рефлектираат и расејуваат околу 90% од сончевата светлина што паѓа на нив назад во вселената и спречува визуелно набљудување на површината на Венера. Постојаната покриеност од облаци значи дека иако Венера е поблиску до Сонцето од Земјата, таа добива помалку сончева светлина на површината. Силните ветрови од 300 км/ч[convert: unknown unit] на врвот на облаците кружат околу Венера на секои четири до пет Земјини денови.[70] Ветрите на Венера се движат и до 60 пати побрзо од брзината на нејзиното вртење, додека најбрзите ветрови на Земјата се само 10-20% од брзината на вртењето.[71]

Површината на Венера е ефикасно изотермална; таа задржува постојана температура не само помеѓу денот и ноќта, туку помеѓу екваторот и половите.[2][72] Осниот наклон на Венера е помал од 3 °, во споредба со 23 ° на Земјата, која исто така, ја минимализира сезонската варијација на температурата.[73] Единствената значителна варијација во температурата се јавува со зголемување на надморска височина. Највисоката точка на Венера, Максвел Монтес,е најладната точка на Венера, со температура од околу 655 К (380 ° С; 715 ° Ф) и атмосферски притисок од околу 4,5 МПа (45 бари).[74][75] Во 1995 година, вселенското летало Магелан снимило високо рефлективна супстанца на врвовите на највисоките планински врвови која е слична со копнениот снег. Оваа супстанција најверојатно е формирана од сличен процес како и снегот, но на многу повисока температура. Премногу испарлива за кондензација на површината, преминала во гасна форма на повисоки височини, каде што е поладно и може да се наталожи. Идентитетот на оваа супстанца не е познат со сигурност, но шпекулациите се движат од елементарен телур до олово сулфид (галена).[76]

Облаците на Венера се способни да создадат молња.[77] Постоењето на молња во атмосферата на Венера е контроверзно, бидејќи првите сомнителни знаци биле откриени од страна на Советските сонди на Венера.Во 2006-07, Венера Експрес јасно ги открил вистлер бранови, знаци на молња. Нивниот наизменичен изглед укажува на шема поврзана со временската активност. Според овие мерења,стапката на молњата е најмалку половина од онаа на Земјата.[42] Во 2007 година, Венера Експрес откри дека огромен двоен атмносферски вител постои на Јужниот Пол.[78][79]

Венера Експрес, исто така, во 2011 година откри дека постои озонска обвивка високо во атмосферата на Венера.[80] На 29 јануари 2013 година, научниците од ЕСА известија дека јоносферата на Венера се движи нанадвор на начин сличен на "јонскиот опаш што се гледа како се движи од комета под слични услови".[81][82]

Во декември 2015 година и во помала мера во април и мај 2016 година, истражувачите кои работат на јапонската мисија Акацуки забележаа форми на лак во атмосферата на Венера. Ова се сметаше како директен доказ за постоење на најголемите стационарни гравитациски бранови во Сончевиот Систем.[83][84][85]

Atmospheric composition
 
Absorption spectrum of a simple gas mixture corresponding to Earth's atmosphere
 
The composition of the atmosphere of Venus based on HITRAN data[86] created using HITRAN on the Web system.[87]
Green colour – water vapour, red – carbon dioxide, WN – wavenumber (other colours have different meanings, lower wavelengths on the right, higher on the left).

Магнетно поле и јадро

уреди

Во 1967 година, Венера 4 пронајде дека магнетното поле на Венера е многу послабо од она на Земјата. Ова магнетно поле е предизвикано од интеракција помеѓу јоносферата и сончевиот ветер,[88][89] а не од внатрешнотп динамо како во јадрото на Земјата. Малата индуцирана магнетосфера на Венера обезбедува незначителна заштита на атмосферата од космичкото зрачење.

Недостатокот на внатрешно магнетно поле на Венера е изненадувачко, со оглед на тоа дека е сличена на Земјата во големина, и се очекувало да содржи динамо во неговото јадро. Постоењето на динамо бара три работи: спроводлива течност, вртење и конвекција. Јадрото се смета дека е електрично спроводливо и, иако неговото вртење често се смета дека е премногу бавно, симулациите покажуваат дека е соодветна за да се произведе динамо.[90][91] Ова имплицира дека динамото недостасува поради недостаток на конвекција во јадрото на Венера. На Земјата, конвекцијата се јавува во течниот надворешен слој на јадрото, бидејќи дното на течниот слој е многу потопол од врвот. На Венера, глобален настан за обновување можеби ја згаснала тектониката на плочите и довело до намалување на топлинскиот флукс низ кората. Ова предизвика зголемување на температурата на обвивката, со што се намалува топлинскиот флукс од јадрото. Како резултат на тоа, не постои внатрешен геодинамо за да води магнетно поле. Наместо тоа, топлината од јадрото се користи за загревање на кората.[92]

Една можност е дека Венера нема цврсто внатрешно јадро[93] или дека нејзиното јадро не се лади, така што целиот течен дел од јадрото е на приближно иста температура. Друга можност е дека нејзиното јадро е веќе целосно зацврстено. Состојбата на јадрото е многу зависна од концентрацијата на сулфур, што во моментов не е позната.[92]

Слабата магнетосфера околу Венера значи дека сончевиот ветер директно удира на нејзината надворешна атмосфера. Тука, јони на водород и кислород се создаваат со дисоцијација на неутрални молекули од ултравиолетовото зрачење. Сончевиот ветар потоа ги снабдува со енергијата што им дава на некои од овие јони доволна брзина за да го напуштат гравитациското поле на Венера. Овој процес на ерозија резултира со стабилно губење на нискомасните водородни, хелиумски и кислородни јони, додека поголеми молекули, како што е јаглерод диоксидот, е со поголема веројатност да се задржи. Атмосферската ерозија од сончевиот ветер најверојатно довело до губење на поголемиот дел од водата на Венера во текот на првите милијарди години од формирањето.[94] Ерозијата го зголемила 100 пати односот на деутериум со повисока маса и водород со помала маса во атмосферата во споредба со остатокот од сончевиот Систем.[95]

Орбита и вртење

уреди
Главна статија: Венерина орбита
 
Венера кружи околу Сонцето на просечно растојание од околу 108 милиони километри (околу 0,7 AU) и орбитира на секои 224,7 дена. Венера е втората планета од Сонцето и кружи околу Сонцето околу 1,6 пати (жолта трага) во 365 земјени дена (сина патека)

Венера кружи околу Сонцето на просечно растојание од околу 0.72 ае (108 million kм; 67 million ми), а завршува орбита на секои 224,7 дена. Иако сите планетарни орбити се елиптични, орбитата на Венера е скоро кружна, со занесеност помала од 0,01.[2] Кога Венера лежи помеѓу Земјата и Сонцето во долна врска, таа има најблизок пристап до Земјата од која било планета на просечно растојание од 41 милион км (25 милиони ми).[2] Планетата достигнува однос на секои 584 дена, просечно.[2] Поради намалувањето на занесеноста на Земјината орбита, минималните растојанија ќе станат поголеми во текот на следните десетици илјади години. Од 1 до 5383 година има 526 пристапи на помалку од 40 милиони километри; а потоа немало за околу 60,158 години.

Сите планети во Сончевиот Систем кружат околу Сонцето во правецот обратно од стрелките на часовникот, гледано одозгора од Северниот Пол на Земјата. Повеќето планети, исто така, ротираат на нивните оски во правец на обратно од стрелките на часовникот, но Венера орбитира во насока на стрелките на часовникот во повратно вртење еднаш на секои 243 Земјини дена - најбавновртечка од која било планета. Бидејќи нејзиното вртење е толку бавно, Венера има најблизок одблик на сфера.[96] Така, денот на Венера трае подолго од годината (243 наспроти 224,7 Земјини дена). Екваторот на Венера ротира со брзина од 6.52 км/ч[convert: unknown unit], додека Земјата ротира со 1,669.8 км/ч[convert: unknown unit].[97] Вртењето на Венера е забавено во овие 16 години помеѓу вселенското летало „Магелан“ и посетите на „Венера Експрес“; секој ден се зголемил за 6,5 минути во тој временски период.[98] Поради повратното вртење, должината на сончевиот ден на Венера е значително пократок од обичниот, 116,75 Земјини денови (со што го прави денот на Венера да е пократок од денот на Меркур - 176 Земјини дена).[99] Една година на Венера е околу 1,92 дена на Венера.[100] За набљудувач на површината на Венера, сонцето ќе се изгрее на запад и ќе зајде на исток,[100] иако матните облаци на Венера спречуваат сонцето да се набљудува од површината на планетата.[101]

Венера можеби била формирана од сончевата маглина со различен вртежен период и наклон, достигнувајќи ја нејзината моментална состојба поради хаотичните промени на спинот, предизвикани од планетарни растројувања и приливни ефекти врз нејзината густа атмосфера, промена која би се случила во текот на милијарди години. Вртежниот период на Венера може да претставува рамнотежна состојба помеѓу синхроното вртење со гравитацијата на Сонцето, која има тенденција да го забави вртењето и да создаде атмосферска плима од сончевото загревање на густата атмосфера на Венера.[102][103] Просечниот интервал од 584 дена помеѓу последователни блиски пристапи кон Земјата е речиси точно еднаков на 5 сончеви денови на Венера,[104] но хипотезата за спин-орбитална резонанција со Земјата е намалена.[105]

Венера нема природни месечини.[106] Има неколку тројански астероиди: quasi-satellite 2002 VE68[107][108] ,и две други привремени, 2001 CK32 и 2012 XE133.[109] Во 17 век, Џовани Касини забележа месечина во орбитата околу Венера, која беше именувана Нејт и бројни забелешки беа објавени во текот на следните 200 години, но повеќето биле ѕвезди од околината. Студијата на Алекс Алеми и Дејбид Стивенсон во 2006 година за моделите на раниот сончев Систем на Калифорнискиот институт за технологија покажува дека Венера најверојатно имала барем една месечина создадена од огромно влијание пред милијарда години..[110] друго влијание го смени вртежот на планетата и предизвикало постепено месечината да се движи навнатре додека не се судри со Венера.[111] Доколку подоцна од влијанието биле создадени месечини, тие беа отстранети на ист начин. Алтернативно објаснување за недостатокот на месечини е ефектот на силната сончева плима, што може да ги дестабилизира големите месечини кои кружат околу внатрешните копнени планети.[106]

Набљудување

уреди
 
Венера е секогаш посветла од сите други планети или ѕвезди (освен сонцето) гледано од Земјата. Вториот најсветол објект на сликата е Јупитер.

Гледано со голо око, Венера личи на бела точка светло, посветла од која било друга планета или ѕвезда (освен Сонцето).[112] Средната големина на планетата е -4,14 со стандардно отстапување од 0,31.[11] Најсветлата јачина се јавува за време на мена на полумесечина околу еден месец пред или по долната врска. Венера избледува со величина -3 кога е осветлена од Сонцето.[113] Планетата е доволно светла за да се види на чисто небо на пладне [114] и е полесно видлива кога Сонцето е на ниско ниво на хоризонтот или на зајдисонце. Како инферопрна планета, таа секогаш лежи на околу 47 ° од Сонцето.[115]

Венера "ја надминува" Земјата секои 584 дена додека кружи околу Сонцето.[2] Како што го прави тоа, се менува од "Вечерна ѕвезда", видлива по зајдисонце, до "Утринска ѕвезда", видлива пред изгрејсонцето. Иако Меркур,другата долна планета, достигнува максимално издолжување од само 28 ° и често е тешко да се спознае во самрак, Венера е тешко да се пропушти кога е најсветла. Нејзиното максимално издолжување значи дека е видливо во темно небо долго по зајдисонцето. Како најсветлиот објект со налик на точка на небото, Венера е многу често пријавена како "неидентификуван летачки објект".

Мени

уреди
Главна статија: Венерини мени
 
Мените на Венера и еволуцијата на нејзиниот пречник

Како што кружи околу Сонцето, Венера ги прикажува мените како оние на Месечината гледано низ телескоп. Планетата се појавува како мал и "полн" диск кога е на спротивната страна на Сонцето (во горна врска). Венера се појавува како поголем диск во "четвртина мена" при максимално издолжување од Сонцето, и е најсветла на ноќното небо. Планетата претставува многу поголема тенка "полумесечина" гледано од телескоп додека поминува покрај блиската страна помеѓу Земјата и Сонцето. Венера ја прикажува својата најголема големина и "нова мена" кога е помеѓу Земјата и Сонцето (во долна врска). Нејзината атмосфера е видлива преку телескопи од ореол на светлина прекршена околу неа.[115]

Премини

уреди
Главни статии: Transit of Venus и Transit of Venus, 2012
 
Преминот на венера во 2004 г.

Орбитата на Венера е малку наклонета во однос на Земјината орбита; така што, кога планетата поминува меѓу Земјата и Сонцето, обично не преминува од лицето на Сонцето. Премините на Венера се јавуваат кога долната врска на планетата се совпаѓа со нејзиното присуство во рамнината на Земјината орбита. Премините на Венера се случуваат во циклуси од 243 години, а моменталниот модел на премини се пар од премини одделени со осум години, во интервали од околу 105,5 години или 121,5 години - образец првпат откриен во 1639 од англискиот астроном Џеремија Хорокс.[116]

Последниот пар бил June 8, 2004 и June 5–6, 2012. Преминот може да се гледа во живо од многу онлајн страници или набљудуван локално со соодветна опрема и услови.[117]

Претходниот пар на премини се случил во December 1874 и December 1882; следниот пар ќе се случи во December 2117 and December 2125.[118] Најстариот филм е во 1874 Passage de Venus, покажувајќи го преминот на Венера од Сонцето во 1874 година. Историски, премините на Венера беа важни, бидејќи им овозможија на астрономите да ја одредат големината на астрономската единица, а со тоа и големината на Сончевиот Систем, како што покажа Хороки во 1639 година.[119] Истражувањето на Капетан Кукна источниот брег на Австралија дојде откако тој отплови на Тахити во 1768 година за да го набљудуваат преминот на Венера.[120][121]

Пентаграм на Венера

уреди
 
Пентаграм на Венера. Земјата е поставена во центарот на дијаграмот, а кривата ја претставува насоката и растојанието на Венера како функција на времето.

Пентаграмот на Венера е патот што го прави Венера набљудувано од Земјата. Последователните долни сврзници на Венера се повторуваат близу до 13: 8 орбитална резонанција(Земјата кружи околу 8 пати за секои 13 орбити на Венера), менувајќи 144 ° по секвенцијални долни сврзници. Односот на резонанцијата 13: 8 е приближен. 8/13 е приближно 0,615385 додека Венера кружи околу Сонцето во 0,615187 години.[122]

Дневна светлина

уреди

Набљудувањата со голо око за Венера во текот на дневните часови постојат во неколку анегдоти и записи. Астрономот Едмунд Хали ја пресметал максималната осветленост со голо око во 1716 година, кога многу жители на лондон биле вознемирени од нејзиниот изглед во текот на денот. Францускиот император Наполеон Бонапарт бил сведок на еднодневната појава на планетата додека бил на прием во Луксембург.[123] Друга историска дневна опсервација на планетата се одржала за време на инаугурацијата на американскиот претседател Абрахам Линколн во Вашингтон, Д.Ц., на 4 март 1865 година.[124] Иако видливоста на мените со голо око на Венера е спорна, постојат записи за набљудувања на нејзината полумесечина.[125]

Пепелна светлина

уреди

Долготрајната мистерија на набљудувањата на Венера е таканаречената пепелна светлина- очигледна слаба осветленост на нејзината темна страна, видена кога планетата е во мената на полумесечина. Првото тврдење за набљудувањето на пепелната светлина е направено во 1643 година, но постоењето на просветлување никогаш не било веродостојно потврдено. Набљудувачите шпекулирале дека тоа може да резултира од електрична активност во атмосферата на Венера, но тоа може да биде илузија, како резултат на физиолошкиот ефект на набљудување на светол објект во облик на полумесечина.[40][126]

Структура

уреди
 
Кратер на површината на Венера.

Венера е една од четирите земјовидни планети, што значи дека исто како и Земјата таа е камено тело. Во големина и маса е приближна како и Земјата и често се идентификува како нејзина сестра близначка. Пречникот на Венера е само 650 км помал од оној на Земјата, а нејзината маса е 80% од Земјината. Сепак има голема разлика во атмосферите на двете планети. Атмосферата на Венера е исполнета со јаглерод диоксид, за разлика од Земјата.

Венера е многу топла бидејќи сета топлина што ќе ја прими од сонцето не оди нагоре, туку се собира во атмосферата. За тоа зборува прикажаната слика. Венера од Сонцето е оддалечена околу 108,2 милиони km. Има пречник од 12.104 км. Просечната температура изнесува 480 °C. Едно деноноќие трае 117 Земјини денови, една година трае 225 Земјини денови. Венера нема месечини.

Географија на Венера

уреди

Вулканските рамнини ги сочинуваат 80% од површината на Венера. Два високи континенти го сочинуваат остатокот од површината. Едниот лежи на северната полутопка и е наречен Иштар Тера, по Иштар, вавилонската божица на љубовта. Овој континент е со големина на Австралија. Максвел Монтес, највисоката планина на Венера, се наоѓа на овој континент, а нејзиниот врв се издига 11 километри нд површината на Венера. Вториот континент е наречен Афродита Тера, по грчката божица на љубовта, и е поголем, со големина на Јужна Америка. Поголемиот дел од вој континент претставува мрежа од пукнатини и расади.

Покрај кратери, планини и долини, Венера има и голем број уникатни формации на површината. Меѓу другите, тука се вулканските формации со тапи врвови, наречени фара, кои наликуваат на палачинки со ширина од 20-50 километри,и висина од 100 - 1,000 метри. Потоа, постојат радијални, ѕвездолики системи од процепи наречени новае; формации со радијални и кноцентрични процепи кои наликуваат на пајакова мрежа, па затоа се наречени арахноиди; и корни, коишто претставуваат кружни прстени од процепи кои понекогаш се обиколени со депресии. Сите овии формации се вулкански по потекло.

Сите појави на површината на Венера се крстени по историски или митолошки жени, освен Максвел Монтес, наречена по Џејмс Клерк Максвел, и двата високи региона, Алфа Регио и Бета Регио, наречени од Меѓународниот астрономски сојуз, кој е надлежен за планетарната номенклатура.

Особености

уреди

Венера околу Сонцето се завртува за 224,7 дена а околу својата оска се завртува за 117 дена. Венера се движи спротивно од правецот на кој се движат останатите планети од Сончевиот Систем. Гледано од површината на Венера, Сонцето изгрева на запад, а заоѓа на исток.[127] Хемијата на Венера ја крши постоечката теорија за формацијата на планетите. Горната атмосфера на Венера ја карактеризира екстремен ветар, побрз од вртењето, а мирниот долен слој на атмосферата покажува постојани молњи. Планетата е покриена со сто илјади вулкани кои потполно ја измениле површината на планетата во поновиот геолошки период.[127]

Венера има опашка слична на опашка од комета, а се пружа на четириесет и пет милиони километри во вселената. Опашката на Венера ја открил месечината SOHO, кој е во Земјината орбита, а податокот е објавен во 1997 година.[128][129][130]

Венера во митологијата, уметноста и популарната култура

уреди

Древните луѓе сметале дека Венера е комета и за неа зборувале како за долгокоса, брадата и маѓепсана ѕвезда. Притоа, се сметало дека Венера зема форма на божица во својата убавина и во својот ужас, и дека била огнен змеј кој ја нападнал Земјата.

Исто така, планетата Венера се споменува и во уметноста и популарната култура, како:

Белешки

уреди
  1. ↑ Misstated as "Ganiki Chasma" in the press release and scientific publication.[48]

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име VSOP87.
  2. ↑ 2,00 2,01 2,02 2,03 2,04 2,05 2,06 2,07 2,08 2,09 2,10 2,11 Williams, David R. (15 април 2005). „Venus Fact Sheet“. NASA. Архивирано од изворникот на 10 март 2016. Посетено на 12 октомври 2007.
  3. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име meanplane.
  4. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име horizons.
  5. ↑ 5,0 5,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Seidelmann2007.
  6. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Konopliv1999.
  7. ↑ „Planets and Pluto: Physical Characteristics“. NASA. 5 November 2008. Посетено на 26 August 2015.
  8. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име iauwg_ccrsps2000.
  9. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Mallama_et_al.
  10. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Haus_et_al.
  11. ↑ 11,0 11,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Mallama_and_Hilton.
  12. ↑ „Обденица“ — Дигитален речник на македонскиот јазик
  13. ↑ 13,0 13,1 Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име nasa_venus.
  14. ↑ Castro, Joseph (3 February 2015). „What Would It Be Like to Live on Venus?“. Space.com. Посетено на 15 March 2018.
  15. ↑ Lawrence, Pete (2005). „In Search of the Venusian Shadow“. Digitalsky.org.uk. Архивирано од изворникот на 11 June 2012. Посетено на 13 June 2012.
  16. ↑ Walker, John. „Viewing Venus in Broad Daylight“. Fourmilab Switzerland. Посетено на 19 April 2017.
  17. ↑ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. (2008). „Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data“. Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E9): E00B24. Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. doi:10.1029/2008JE003134.
  18. ↑ David Shiga (10 October 2007). „Did Venus's ancient oceans incubate life?“. New Scientist.
  19. ↑ Jakosky, Bruce M. (1999). „Atmospheres of the Terrestrial Planets“. Во Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew (уред.). The New Solar System (4. изд.). Boston: Sky Publishing. стр. 175–200. ISBN 978-0-933346-86-4. OCLC 39464951.
  20. ↑ „Caught in the wind from the Sun“. European Space Agency. 28 November 2007. Посетено на 12 July 2008.
  21. ↑ Evans, James (1998). The History and Practice of Ancient Astronomy. Oxford University Press. стр. 296–7. ISBN 978-0-19-509539-5. Посетено на 4 February 2008.
  22. ↑ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (2004). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer Publishing. стр. 61. ISBN 978-3-540-00431-8.
  23. ↑ „Atmosphere of Venus“. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. Архивирано од изворникот на 2019-04-02. Посетено на 29 April 2007.
  24. ↑ Mueller, Nils (2014). „Venus Surface and Interior“. Во Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. (уред.). Encyclopedia of the Solar System (3. изд.). Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0. Архивирано од изворникот на 2021-09-29. Посетено на 2019-02-10.
  25. ↑ Esposito, Larry W. (9 March 1984). „Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism“. Science. 223 (4640): 1072–1074. Bibcode:1984Sci...223.1072E. doi:10.1126/science.223.4640.1072. PMID 17830154. Посетено на 29 April 2009.
  26. ↑ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (март 2001). „The Recent Evolution of Climate on Venus“ (PDF). Icarus. 150 (1): 19–37. Bibcode:2001Icar..150...19B. CiteSeerX 10.1.1.22.6440. doi:10.1006/icar.2000.6570. Архивирано од изворникот (PDF) на 23 октомври 2003.
  27. ↑ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (1995). „Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas“. Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/BF00579467.CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори (link)
  28. ↑ Jones, Tom; Stofan, Ellen (2008). Planetology: Unlocking the Secrets of the Solar System. National Geographic Society. стр. 74. ISBN 978-1-4262-0121-9.
  29. ↑ Kaufmann, W. J. (1994). Universe. New York: W. H. Freeman. стр. 204. ISBN 978-0-7167-2379-0.
  30. ↑ 30,0 30,1 30,2 30,3 Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). „Volcanism and Tectonics on Venus“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23.
  31. ↑ 31,0 31,1 Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (25 May 1994). „The global resurfacing of Venus“. Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47770-3.
  33. ↑ Batson, R.M.; Russell J. F. (18–22 March 1991). „Naming the Newly Found Landforms on Venus“ (PDF). Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII. Houston, Texas. стр. 65. Посетено на 12 July 2009.
  34. ↑ Carolynn Young, уред. (1 August 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide. California: Jet Propulsion Laboratory. стр. 93. Посетено на 13 January 2016.
  35. ↑ Davies, M. E.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Lieske, J. H.; Morando, B.; Morrison, D.; Seidelmann, P. K.; Sinclair, A. T.; Yallop, B.; Tjuflin, Y. S. (1994). „Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites“. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 63 (2): 127–148. Bibcode:1996CeMDA..63..127D. doi:10.1007/BF00693410.
  36. ↑ „USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)“. United States Geological Survey. JPL Publication 90-24. Архивирано од изворникот на 24 октомври 2011. Посетено на 22 октомври 2009.
  37. ↑ Carolynn Young, уред. (1 August 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide. California: Jet Propulsion Laboratory. стр. 99–100. Посетено на 13 January 2016.
  38. ↑ Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (2007). Fundamental Astronomy. Springer. стр. 162. ISBN 978-3-540-34143-7.
  39. ↑ Kranopol'skii, V. A. (1980). „Lightning on Venus according to Information Obtained by the Satellites Venera 9 and 10“. Cosmic Research. 18 (3): 325–330. Bibcode:1980CosRe..18..325K.
  40. ↑ 40,0 40,1 Russell, C. T.; Phillips, J. L. (1990). „The Ashen Light“. Advances in Space Research. 10 (5): 137–141. Bibcode:1990AdSpR..10..137R. doi:10.1016/0273-1177(90)90174-X. Архивирано од изворникот на 2015-12-08. Посетено на 2019-02-10.
  41. ↑ „Venera 12 Descent Craft“. National Space Science Data Center. NASA. Посетено на 10 September 2015.
  42. ↑ 42,0 42,1 Russell, C. T.; Zhang, T. L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (November 2007). „Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere“ (PDF). Nature (journal). 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. Архивирано од изворникот (PDF) на 2016-03-04. Посетено на 2019-02-10.
  43. ↑ „Venus also zapped by lightning“. CNN.com. 29 November 2007. Архивирано од изворникот на 30 November 2007. Посетено на 29 November 2007.
  44. ↑ Bauer, Markus (3 December 2012). „Have Venusian volcanoes been caught in the act?“. European Space Agency. Архивирано од изворникот на 3 November 2013. Посетено на 20 June 2015.
  45. ↑ Glaze, Lori S. (August 1999). „Transport of SO
    2     by explosive volcanism on Venus“. Journal of Geophysical Research. 104 (E8): 18899–18906. Bibcode:1999JGR...10418899G. doi:10.1029/1998JE000619.
  46. ↑ Marcq, Emmanuel; Bertaux, Jean-Loup; Montmessin, Franck; Belyaev, Denis (January 2013). „Variations of sulphur dioxide at the cloud top of Venus's dynamic atmosphere“. Nature Geoscience. 6 (1): 25–28. Bibcode:2013NatGe...6...25M. doi:10.1038/ngeo1650.
  47. ↑ „Ganis Chasma“. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Science Center. Архивирано од изворникот на 14 декември 2016. Посетено на 19 јуни 2015.
  48. ↑ 48,0 48,1 Lakdawalla, Emily (18 June 2015). „Transient hot spots on Venus: Best evidence yet for active volcanism“. The Planetary Society. Посетено на 20 June 2015.
  49. ↑ „Hot lava flows discovered on Venus“. European Space Agency. 18 June 2015. Архивирано од изворникот на 19 June 2015. Посетено на 20 June 2015.
  50. ↑ Shalygin, E. V.; Markiewicz, W. J.; Basilevsky, A. T.; Titov, D. V.; Ignatiev, N. I.; Head, J. W. (17 June 2015). „Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone“. Geophysical Research Letters. 42 (12): 4762–4769. Bibcode:2015GeoRL..42.4762S. doi:10.1002/2015GL064088.
  51. ↑ Romeo, I.; Turcotte, D. L. (2009). „The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing“ (PDF). Icarus. 203 (1): 13–19. Bibcode:2009Icar..203...13R. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.036. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-12-19. Посетено на 2019-02-10.
  52. ↑ Herrick, R. R.; Phillips, R. J. (1993). „Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population“. Icarus. 112 (1): 253–281. Bibcode:1994Icar..112..253H. doi:10.1006/icar.1994.1180.
  53. ↑ Morrison, David; Owens, Tobias C. (2003). The Planetary System (3. изд.). San Francisco: Benjamin Cummings. ISBN 978-0-8053-8734-6.
  54. ↑ Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (16–20 March 1981). „Density constraints on the composition of Venus“. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. стр. 1507–1516. Bibcode:1982LPSC...12.1507G.
  55. ↑ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. стр. 201. ISBN 978-1-4020-5233-0.
  56. ↑ Aitta, A. (April 2012), „Venus' internal structure, temperature and core composition“, Icarus, 218 (2): 967–974, Bibcode:2012Icar..218..967A, doi:10.1016/j.icarus.2012.01.007, Посетено на 17 January 2016.
  57. ↑ Nimmo, F. (2002). „Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio“. Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo....30..987N. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613.
  58. ↑ Taylor, Fredric W. (2014). „Venus: Atmosphere“. Во Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. (уред.). Encyclopedia of the Solar System. Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0. Архивирано од изворникот на 2021-09-29. Посетено на 12 January 2016.
  59. ↑ „Venus“. Case Western Reserve University. 13 September 2006. Архивирано од изворникот на 26 April 2012. Посетено на 21 December 2011.
  60. ↑ Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System (2. изд.). Academic Press. стр. 463. ISBN 978-0-12-446744-6.
  61. ↑ Prockter, Louise (2005). Ice in the Solar System (PDF). Volume 26. Johns Hopkins APL Technical Digest. Архивирано од изворникот (PDF) на September 11, 2006. Посетено на July 27, 2009.
  62. ↑ Grinspoon, David H.; Bullock, M. A. (October 2007). „Searching for Evidence of Past Oceans on Venus“. Bulletin of the American Astronomical Society. 39: 540. Bibcode:2007DPS....39.6109G.
  63. ↑ Kasting, J. F. (1988). „Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus“. Icarus. 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar...74..472K. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226.
  64. ↑ Mullen, Leslie (13 November 2002). „Venusian Cloud Colonies“. Astrobiology Magazine. Архивирано од изворникот на 16 August 2014.
  65. ↑ Landis, Geoffrey A. (July 2003). „Astrobiology: The Case for Venus“ (PDF). Journal of the British Interplanetary Society. 56 (7–8): 250–254. Bibcode:2003JBIS...56..250L. NASA/TM—2003-212310. Архивирано од изворникот (PDF) на 7 August 2011.
  66. ↑ Cockell, Charles S. (December 1999). „Life on Venus“. Planetary and Space Science. 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7.
  67. ↑ Moshkin, B. E.; Ekonomov, A. P.; Golovin Iu. M. (1979). „Dust on the surface of Venus“. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17 (2): 280–285. Bibcode:1979CosRe..17..232M.
  68. ↑ 68,0 68,1 Krasnopolsky, V. A.; Parshev, V. A. (1981). „Chemical composition of the atmosphere of Venus“. Nature. 292 (5824): 610–613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0.
  69. ↑ Krasnopolsky, Vladimir A. (2006). „Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems“. Planetary and Space Science. 54 (13–14): 1352–1359. Bibcode:2006P&SS...54.1352K. doi:10.1016/j.pss.2006.04.019.
  70. ↑ W. B. Rossow; A. D. del Genio; T. Eichler (1990). „Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images“. Journal of the Atmospheric Sciences. 47 (17): 2053–2084. Bibcode:1990JAtS...47.2053R. doi:10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2. ISSN 1520-0469.
  71. ↑ Normile, Dennis (7 May 2010). „Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion“. Science. 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159.
  72. ↑ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; Withers, Paul G.; McKay, Christopher P. (2001). „Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport“ (PDF). Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory. Посетено на 21 August 2007.
  73. ↑ „Interplanetary Seasons“. NASA. Архивирано од изворникот на 16 October 2007. Посетено на 21 August 2007.
  74. ↑ Basilevsky A. T.; Head J. W. (2003). „The surface of Venus“. Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.
  75. ↑ McGill, G. E.; Stofan, E. R.; Smrekar, S. E. (2010). „Venus tectonics“. Во T. R. Watters; R. A. Schultz (уред.). Planetary Tectonics. Cambridge University Press. стр. 81–120. ISBN 978-0-521-76573-2.
  76. ↑ Otten, Carolyn Jones (2004). „"Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide“. Washington University in St Louis. Архивирано од изворникот на 2008-04-15. Посетено на 21 August 2007.
  77. ↑ Upadhyay, H. O.; Singh, R. N. (April 1995). „Cosmic ray Ionization of Lower Venus Atmosphere“. Advances in Space Research. 15 (4): 99–108. Bibcode:1995AdSpR..15...99U. doi:10.1016/0273-1177(94)00070-H.
  78. ↑ Hand, Eric (November 2007). „European mission reports from Venus“. Nature (450): 633–660. doi:10.1038/news.2007.297.
  79. ↑ Staff (28 November 2007). „Venus offers Earth climate clues“. BBC News. Посетено на 29 November 2007.
  80. ↑ „ESA finds that Venus has an ozone layer too“. European Space Agency. 6 October 2011. Посетено на 25 December 2011.
  81. ↑ „When A Planet Behaves Like A Comet“. European Space Agency. 29 January 2013. Посетено на 31 January 2013.
  82. ↑ Kramer, Miriam (30 January 2013). „Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere“. Space.com. Посетено на 31 January 2013.
  83. ↑ Fukuhara, Tetsuya; Futaguchi, Masahiko; Hashimoto, George L.; и др. (16 January 2017). „Large stationary gravity wave in the atmosphere of Venus“. Nature Geoscience. 10 (2): 85–88. Bibcode:2017NatGe..10...85F. doi:10.1038/ngeo2873. Посетено на 17 January 2017.
  84. ↑ Rincon, Paul (16 January 2017). „Venus wave may be Solar System's biggest“. BBC News. Посетено на 17 January 2017.
  85. ↑ Chang, Kenneth (16 January 2017). „Venus Smiled, With a Mysterious Wave Across Its Atmosphere“. The New York Times. Посетено на 17 January 2017.
  86. ↑ „The HITRAN Database“. Atomic and Molecular Physics Division, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Посетено на 8 August 2012. HITRAN is a compilation of spectroscopic parameters that a variety of computer codes use to predict and simulate the transmission and emission of light in the atmosphere.
  87. ↑ „HITRAN on the Web Information System“. V.E. Zuev Institute of Atmospheric Optics. Посетено на 11 August 2012.
  88. ↑ Dolginov, Sh.; Eroshenko, E. G.; Lewis, L. (September 1969). „Nature of the Magnetic Field in the Neighborhood of Venus“. Cosmic Research. 7: 675. Bibcode:1969CosRe...7..675D.
  89. ↑ Kivelson G. M.; Russell, C. T. (1995). Introduction to Space Physics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45714-9.
  90. ↑ Luhmann, J. G.; Russell, C. T. (1997). „Venus: Magnetic Field and Magnetosphere“. Во Shirley, J. H.; Fainbridge, R. W. (уред.). Encyclopedia of Planetary Sciences. New York: Chapman and Hall. стр. 905–907. ISBN 978-1-4020-4520-2. Архивирано од изворникот на 2010-07-14. Посетено на 2019-02-10.
  91. ↑ Stevenson, D. J. (15 March 2003). „Planetary magnetic fields“ (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 208 (1–2): 1–11. Bibcode:2003E&PSL.208....1S. doi:10.1016/S0012-821X(02)01126-3.
  92. ↑ 92,0 92,1 Nimmo, Francis (November 2002). „Why does Venus lack a magnetic field?“ (PDF). Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo....30..987N. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613. Посетено на 28 June 2009.
  93. ↑ Konopliv, A. S.; Yoder, C. F. (1996). „Venusian k2 tidal Love number from Magellan and PVO tracking data“. Geophysical Research Letters. 23 (14): 1857–1860. Bibcode:1996GeoRL..23.1857K. doi:10.1029/96GL01589. Архивирано од изворникот на 12 May 2011. Посетено на 12 July 2009.
  94. ↑ Svedhem, Håkan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric W.; Witasse, Olivier (November 2007). „Venus as a more Earth-like planet“. Nature. 450 (7170): 629–632. Bibcode:2007Natur.450..629S. doi:10.1038/nature06432. PMID 18046393.
  95. ↑ Donahue, T. M.; Hoffman, J. H.; Hodges, R. R.; Watson, A. J. (1982). „Venus Was Wet: A Measurement of the Ratio of Deuterium to Hydrogen“. Science. 216 (4546): 630–633. Bibcode:1982Sci...216..630D. doi:10.1126/science.216.4546.630. ISSN 0036-8075. PMID 17783310.
  96. ↑ Squyres, Steven W. (2016). „Venus“. Encyclopædia Britannica Online. Посетено на 7 January 2016.
  97. ↑ Bakich, Michael E. (2000). „Rotational velocity (equatorial)“. The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. стр. 50. ISBN 978-0-521-63280-5.
  98. ↑ „Could Venus Be Shifting Gear?“. Venus Express. European Space Agency. 10 February 2012. Посетено на 7 January 2016.
  99. ↑ „Planetary Facts“. The Planetary Society. Архивирано од изворникот на 11 May 2012. Посетено на 20 January 2016.
  100. ↑ 100,0 100,1 „Space Topics: Compare the Planets“. The Planetary Society. Архивирано од изворникот на 18 February 2006. Посетено на 12 January 2016.
  101. ↑ Serge Brunier (2002). Solar System Voyage. Преведено од Dunlop, Storm. Cambridge University Press. стр. 40. ISBN 978-0-521-80724-1.
  102. ↑ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (May 2003). „Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part I: Theory“ (PDF). Icarus. 163 (1): 1–23. Bibcode:2003Icar..163....1C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3.
  103. ↑ Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (2003). „Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part II: Numerical Simulations“ (PDF). Icarus. 163 (1): 24–45. Bibcode:2003Icar..163...24C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5.
  104. ↑ Gold, T.; Soter, S. (1969). „Atmospheric Tides and the Resonant Rotation of Venus“. Icarus. 11 (3): 356–66. Bibcode:1969Icar...11..356G. doi:10.1016/0019-1035(69)90068-2.
  105. ↑ Shapiro, I. I.; Campbell, D. B.; De Campli, W. M. (June 1979). „Nonresonance Rotation of Venus“. Astrophysical Journal. 230: L123–L126. Bibcode:1979ApJ...230L.123S. doi:10.1086/182975.
  106. ↑ 106,0 106,1 Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (July 2009). „A Survey for Satellites of Venus“. Icarus. 202 (1): 12–16. arXiv:0906.2781. Bibcode:2009Icar..202...12S. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.008.
  107. ↑ Mikkola, S.; Brasser, R.; Wiegert, P.; Innanen, K. (July 2004). „Asteroid 2002 VE68: A Quasi-Satellite of Venus“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L63. Bibcode:2004MNRAS.351L..63M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x.
  108. ↑ De la Fuente Marcos, Carlos; De la Fuente Marcos, Raúl (November 2012). „On the Dynamical Evolution of 2002 VE68“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 728–39. arXiv:1208.4444. Bibcode:2012MNRAS.427..728D. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21936.x.
  109. ↑ De la Fuente Marcos, Carlos; De la Fuente Marcos, Raúl (June 2013). „Asteroid 2012 XE133: A Transient Companion to Venus“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (2): 886–93. arXiv:1303.3705. Bibcode:2013MNRAS.432..886D. doi:10.1093/mnras/stt454.
  110. ↑ Musser, George (10 October 2006). „Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon“. Scientific American. Посетено на 7 January 2016.
  111. ↑ Tytell, David (10 October 2006). „Why Doesn't Venus Have a Moon?“. Sky & Telescope. Посетено на 7 January 2016.
  112. ↑ Dickinson, Terrence (1998). NightWatch: A Practical Guide to Viewing the Universe. Buffalo, NY: Firefly Books. стр. 134. ISBN 978-1-55209-302-3. Посетено на 12 January 2016.
  113. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име MallamaSky.
  114. ↑ Tony Flanders (25 February 2011). „See Venus in Broad Daylight!“. Sky & Telescope. Посетено на 11 January 2016.
  115. ↑ 115,0 115,1 Espenak, Fred (1996). „Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006“. NASA Reference Publication 1349. NASA/Goddard Space Flight Center. Архивирано од изворникот на 17 August 2000. Посетено на 20 June 2006.
  116. ↑ Anon. „Transit of Venus“. History. University of Central Lancashire. Архивирано од изворникот на 30 July 2012. Посетено на 14 May 2012.
  117. ↑ Boyle, Alan (5 June 2012). „Venus transit: A last-minute guide“. NBC News. Архивирано од изворникот на 18 June 2013. Посетено на 11 January 2016.
  118. ↑ Espenak, Fred (2004). „Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE“. Transits of the Sun. NASA. Посетено на 14 May 2009.
  119. ↑ Kollerstrom, Nicholas (1998). „Horrocks and the Dawn of British Astronomy“. University College London. Посетено на 11 May 2012.
  120. ↑ Hornsby, T. (1771). „The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769“. Philosophical Transactions of the Royal Society. 61: 574–579. doi:10.1098/rstl.1771.0054.
  121. ↑ Woolley, Richard (1969). „Captain Cook and the Transit of Venus of 1769“. Notes and Records of the Royal Society of London. 24 (1): 19–32. doi:10.1098/rsnr.1969.0004. ISSN 0035-9149. JSTOR 530738.
  122. ↑ Baez, John (4 јануари 2014). „The Pentagram of Venus“. Azimuth. Архивирано од изворникот на 14 декември 2015. Посетено на 7 јануари 2016.
  123. ↑ Chatfield, Chris (2010). „The Solar System with the naked eye“. The Gallery of Natural Phenomena. Посетено на 19 April 2017.
  124. ↑ Gaherty, Geoff (26 March 2012). „Planet Venus Visible in Daytime Sky Today: How to See It“. Space.com. Посетено на 19 April 2017.
  125. ↑ Goines, David Lance (18 October 1995). „Inferential Evidence for the Pre-telescopic Sighting of the Crescent Venus“. Goines.net. Посетено на 19 April 2017.
  126. ↑ Baum, R. M. (2000). „The enigmatic ashen light of Venus: an overview“. Journal of the British Astronomical Association. 110: 325. Bibcode:2000JBAA..110..325B.
  127. ↑ 127,0 127,1 „НАСА: Основни податоци за Венера“. Архивирано од изворникот на 2013-01-24. Посетено на 2009-02-05.
  128. ↑ Planet's tail of the unexpected by Jeff Hecht, New Scientist, број 2084, 31 мај 1997
  129. ↑ „Американски институт за физика“. Архивирано од изворникот на 2008-11-23. Посетено на 2009-02-05.
  130. ↑ NASA Astrophysics Data System
  131. ↑ Captain Beefheart - Big Eyed Beans From Venus - YouTube (пристапено на 3.3.2016)

Надворешни врски

уреди

Картографски ресурси

уреди

Предлошка:Venus

Предлошка:Venus spacecraft

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Венера_(планета)&oldid=5279918“