Venera
Venera je druga po udaljenosti planeta od Sunca. Venera je udaljena 0,72 AU ili 108.200.000 km od Sunca, ima prečnik 12.103,60 km i masu 4,869×1024 kg. Venera je treće tijelo po sjajnosti na nebu, poslije Sunca i Mjeseca.[1]
Venera .svg){kind=small} | |
|---|---|
.jpg) | |
| Osobine putanje | |
| Afel | 108 942 109 km 0,728 231 28 AJ |
| Perihel | 107 476 259 km 0,718 432 70 AJ |
| Srednji poluprečnik putanje | 108 208 930 km 0,723 3328 AU AJ |
| Ekscentricitet | 0,006 8 |
| Orbitalni period | 224,700 69 d |
| Sinodni period | 583,92 d |
| Prosječna orbitalna brzina | 35,02 km/s |
| Srednja anomalija | 50,44675° |
| Inklinacija | 3,394 71° |
| Dužina ulaznog čvora | 76,670 69° |
| Argument perihela | 54,852 29° |
| Prirodni satelit | nema |
| Fizikalne osobine | |
| Poluprečnik | 6 051,8 ± 1,0 km [1] |
| Elipticitet | 0 |
| Površina | 4,60×108 km2 |
| Zapremina | 9,38×1011 km3 |
| Masa | 4,868 5×1024 kg |
| Prosječna gustoća | 5,204 g/cm3 |
| Ekvatorijalna površinska gravitacija | 8,87 m/s2 |
| Brzina oslobađanja | 10,46 km/s |
| Siderički period rotacije | −243,018 5 d |
| Ekvatorijalna brzina rotacije | 6,52 km/h |
| Osni nagib | 177,3° |
| Rektascenzija sjevernog pola | 18 h 11 min 2 s 272,76° |
| Deklinacija sjevernog pola | 67,16° |
| Albedo | 0,90 |
| Temperatura na površini | prosj. 735 K |
| Osobine atmosfere | |
| Pritisak | 93 bar |
| Atmosferski sastav | ugljik dioksid ≈ 96,5% dušik ≈ 3,5% |
Venera je dobila ime prema rimskoj boginji ljepote. Grci su je zvali Afrodita, te Eozfor (Eosphorus) za jutarnju pojavu i Hesper (Hesperus) za večernju. U našim krajevima poznata je i pod imenom zvijezda Danica ili jutarnja zvijezda, jer je vidljiva prije izlaska Sunca na istočnom nebu i odmah nakon zalaska Sunca na zapadnom nebu.
Fizičke osobine
urediAtmosfera
urediAtmosfera Venere sastoji se najvećim dijelom od ugljik dioksida (96%) i dušik (3%).
Ostalih 1% čine sumpor dioksid, vodena para, ugljik monoksid, argon, helij, neon, karbon sulfid, hlorokisik i fluorovodik.[1] Atmosferski pritisak na površini Venere iznosi 9321,9 kPa, što je 90 puta više od pritiska na površini Zemlje. Velika količina ugljik dioksida stvara efekt staklenika, zbog čega temperatura na površini dostiže i 500 °C, što je 400 °C više od očekivanog. Srednja vrijednost temperature na površini iznosi 464 °C. Tako je površina Venere toplija od površine Merkura, iako je u usporedbi s njim udaljena od Sunca otprilike dvostruko i prima četiri puta manje svjetlosti. Iako je rotacija Venere izuzetno spora, zahvaljujući toplinskim strujanjima u gustoj atmosferi nisu velike temperaturne razlike između dnevne i noćne strane. Vjetrovi u višim slojevima atmosfere vrlo brzo obiđu planetu i pomažu raspodjeli toplote. Brzina ovih vjetrova prelazi 350 km/h iznad sloja oblaka, dok su vjetrovi uz površinu znatno sporiji.
Površina Venere nije vidljiva izvana zbog sloja oblaka koji potpuno okružuju planetu. Sastoje se od kapljica sumpor dioksida i sulfatne kiseline.
Reljef
uredi
Oko 80% površine Venere prekriveno je glatkim vulkanskim ravnicama, koje se sastoje od 70% ravnica sa naboranim grebenima i 10% glatkih ili lobastih ravnica.[2] Dva planinska "kontinenta" čine ostatak njegove površine, jedan leži na sjevernoj hemisferi planete, a drugi južno od ekvatora. Sjeverni kontinent se zove Ishtar Terra po Ishtar, babilonskoj boginji ljubavi, a veličine je otprilike kao Australija. Maxwell Montes, najviša planina na Veneri, leži na Ishtar Terri. Njegov vrh je 11 km iznad prosječne nadmorske visine Venere.[3] Južni kontinent se zove Afrodita Tera, po grčkoj mitološkoj boginji ljubavi, i veći je od dva planinska regiona otprilike veličine Južne Amerike. Mreža usjeka i rasjeda pokriva veći dio ovog područja.[3]
Odsustvo dokaza o protoku lave koji prati bilo koju od vidljivih kaldera ostaje enigma. Planeta ima nekoliko udarnih kratera, što pokazuje da je površina relativno mlada, stara 300-600 miliona godina.[4][5] Venera ima neke jedinstvene karakteristike površine pored udarnih kratera, planina i dolina koje se obično nalaze na stjenovitim planetama. Među njima su vulkanska obilježja s ravnim vrhom nazvana "farra", koja pomalo liče na palačinke i imaju veličinu od 20 do 50 km u prečniku i od 100 do 1.000 m u visinu; radijalni, zvjezdasti sistemi rascjepe koji se nazivaju "nove"; sa radijalnim i koncentričnim prelomima nalik na paukove mreže, poznate kao "arahnoidi"; i "coronae", kružni prstenovi prijeloma ponekad okruženi udubljenjem. Ove karakteristike su vulkanskog porijekla.[5]
Većina površina Venere je dobila imena po historijskim i mitološkim ženama.[6] Izuzeci su Maxwell Montes, nazvan po Jamesu Clerku Maxwellu, i planinski regioni Alpha Regio, Beta Regio i Ovda Regio. Posljednje tri karakteristike su imenovane prije nego što je trenutni sistem usvojen od strane Međunarodne astronomske unije, tijela koje nadgleda planetarnu nomenklaturu.[7]
Dužina fizičkih karakteristika na Veneri je izražena u odnosu na njen početni meridijan. Originalni početni meridijan prolazio je kroz radarsko svijetlu tačku u centru ovalnog elementa Eve, koji se nalazi južno od Alpha Regio.[8] Nakon što su misije Venera završene, početni meridijan je redefinisan da prolazi kroz centralni vrh u krateru Arijadna na planini Sedna.[7][9]
Stratigrafski najstariji tereni tesera imaju dosljedno nižu toplotnu emisivnost od okolnih bazaltnih ravnica mjerenih Venus Expressom i Magellanom, što ukazuje na drugačiji, vjerovatno više felzički, mineralni sklop.[10][11] Mehanizam za stvaranje velike količine felzične kore obično zahtijeva prisustvo vodenog okeana i tektonike ploča, što implicira da je na ranoj Veneri postojalo nastanjivi uslovi s velikim vodenim površinama u nekom trenutku.[12] Međutim, priroda terena tesera je daleko od sigurnog.[13]
Zbog guste atmosfere većina meteorita jako uspore pad ili potpuno izgore, zbog čega na površini nema kratera manjih od 3 km u promjeru. Vrlo malen broj kratera i površina pokrivena bazaltom (oko 90% površine) dokaz su čestih izlijevanja lave. Snimci sa sonde Magellan otkrivaju velik broj manjih vulkana (oko 100 000), te stotinjak velikih.
Osobine unutrašnjosti planete
uredi
Pretpostavlja se da je građa Venera slična Zemlji. Željezna jezgro zauzima središte planete i promjera je oko 3000 km. Iznad jezre nalazi se otopljeni kameni omotač koji zauzima većinu volumena planete. Prema novijim podacima dobivenim sa sonde Magellan, Venerina kora je deblja i čvršća nego što se ranije pretpostavljalo. Smatra se da Venera nema pokretne tektonske ploče poput Zemlje, nego da naprezanja u omotaču u pravilnim razmacima izbacuju lavu na površinu. Zbog toga je većina površine nastala nedavno (prije nekoliko stotina miliona godina), dok su najstariji dijelovi stari oko 800 miliona godina. Novija istraživanja pokazuju da je Venera vulkanski aktivna u izoliranim područjima.
Magnetosfera
urediVenera nema magnetsko polje, vjerovatno zbog spore rotacije, nedovoljne da bi rastopljeno željezo u jezgru planetea proizvelo odgovarajući efekat. Budući da nema magnetskog polja, Sunčev vjetar djeluje izravno na gornje slojeve Venerine atmosfere. Smatra se da je Venera imala velike količine vode, poput Zemlje, ali se vodena para pod uticajem Sunčeva vjetra raspala na hidrogen i kisik. Dok se kisik vezao s drugim atomima u spojeve, hidrogen je, zbog male molekularne mase, lahko napustio atmosferu. Pronađeni udjel hidrogenovih izotopa deuterija podupire ovu teoriju (ima veću masu i teže napušta atmosferu).
Orbita
uredi| Svojstva orbite | |
|---|---|
| Prosj. udaljenost od Sunca | 0,723 AU |
| Srednji poluprečnik orbite | 108.208.930 km |
| Ekscentricitet | 0.00677323 |
| Orbitalni period | 224,695 dana |
| Sinodički period | 583,92 dana |
| Prosj. Orbitalna brzina | 35,0214 km/s |
| Nagib | 3,39471° |
Putanja Venere je gotovo kružna sa ekscentricitetom manjim od 0,01.[1]
Rotacija
urediVenera sporo retrogradno rotira, to jest okreće se u smjeru od istoka prema zapadu, za razliku od većine ostalih planeta (retrogradnu rotaciju imaju još Uran i Pluton).
Nije sasvim siguran razlog ove pojave, a pretpostavlja se da je uzrok sudar sa većim tijelom (moguće asteroidom) u vrijeme formiranja planeta. Osim ove pojave, periodi rotacije Venere i njenog kretanja oko Sunca sinkronizirani su tako da je Venera uvijek okrenuta prema Zemlji istom stranom u vrijeme kada su dvije planete najbliže jedna drugoj. To može biti rezultat djelovanja plimnih sila među planetama, a možda je samo slučajnost.
Historija ljudskog istraživanja
uredi| Međuplanetarne sonde | |||
|---|---|---|---|
| Godina lansiranja | Ime sonde | Država | Misija uspješna |
| 1961 | Sputnik 7 | SSSR | - |
| 1961 | Venera 1 | SSSR | - |
| 1962 | Mariner 1 | SAD | - |
| 1962 | Sputnik 23 | SSSR | - |
| 1962 | Mariner 2 | SAD | Da |
| 1967 | Venera 4 | SSSR | Da |
| 1967 | Mariner 5 | SAD | Da |
| 1969 | Venera 5 | SSSR | - |
| 1969 | Venera 6 | SSSR | - |
| 1970 | Venera 7 | SSSR | Da |
| 1972 | Venera 8 | SSSR | - |
| 1973 | Mariner 10 | SAD | - |
| 1975 | Venera 9 | SSSR | Da |
| 1975 | Venera 10 | SSSR | Da |
| 1978 | Pioneer Venus | SAD | Da |
| 1978 | Venera 11 | SSSR | - |
| 1978 | Venera 12 | SSSR | - |
| 1981 | Venera 13 | SSSR | Da |
| 1981 | Venera 14 | SSSR | - |
| 1983 | Venera 15 | SSSR | - |
| 1983 | Venera 16 | SSSR | - |
| 1984 | Vega 1 | SSSR | Da |
| 1984 | Vega 2 | SSSR | Da |
| 1989 | Magellan | SAD | Da |
| 1990 | Galileo | SAD | Da |
| 1998 | Cassini | SAD | Da |
| 2006 | MESSENGER | SAD | Da |
| 2006 | Venus Express | ESA | Da |
| 2015 | Akatsuki | Japan | Da |
Venera je najsjajniji objekt na nebu iza Sunca i Mjeseca. Iz tog je razloga Venera čovjeku poznata od kada je prvi puta uperio pogled u noćno nebo. Venera je prema svojim osnovnim obilježjima Zemljina sestra blizanka po dimenzijama i masi. Zbog toga su ljudi dugo vremena vjerovali da se ta sličnost odnosi i na druge pojave.
Zamišljena je kao Zemlja u mladim, prethistorijskim danima. Suncu je bliža od Zemlje pa zbog toga prima oko dva puta više njegove energije. Ali sjajni oblaci reflektiraju oko tri četvrtine Sunčevog zračenja nazad u svemir, pa se očekivalo da temperatura na površini Venere nije previše visoka. Vjerovalo se da je sastav atmosfere i površinski pritisak sličan Zemljinom. Zamišljali su je kao mladi svijet pokriven okeanom u kojem buja prethistorijski život. Sve su se te pretpostavke pokazale potpuno pogrešnim.
Dugo vremena Venera je ostala tajnovita zbog gustih oblaka koji je prekrivaju. Sve što se na njoj može opaziti je sjajni, potpuno jednolični oblačni pokrov koji skriva površinu planete od naših pogleda. Tek su prije dvadesetak godina fotografske tehnike snimanja u ultraljubičastom dijelu spektra uspjele pokazati da taj oblačni sloj nije potpuno jednoličan. Prva mjerenja površinske temperature izvedena pomoću velikih radioteleskopa sa Zemlje dala su toliko velike iznose, oko 400 °C, da su znanstvenici pomislili kako se radi o nekom nepoznatom efektu u Venerinoj ionosferi. Jednostavno nisu mogli vjerovati da je površinska temperatura na Veneri tako visoka.
U novije su doba svemirske letjelice na Veneru slali Amerikanci i Sovjeti. Prva letjelica koja je za cilj imala Veneru je bila ruski Sputnik 7 (1961), ali je završila neuspjehom, kao i nekoliko misija nakon nje (1961: Venera 1, 1962: Mariner 1 i Sputnik 23).
Prva uspješna misija (a u daljnjem tekstu ćemo samo te i spomenuti) bila je prelet američke letjelice Mariner 2 (27.8.1962) pokraj Venere. Kada je sonda prošla na oko 35 000 km iznad Venerinih oblaka, mjerni instrumenti potvrdili su visoku površinsku temperaturu.
Prva uspješna misija tadašnjeg Sovjetskog Saveza bila je Venera 4 (1967). Ova je letjelica ispustila u atmosferu sonde sa mjernim instrumentima. Gotovo u isto vrijeme trajala je i američka misija Mariner 5.
Venera 7 je 17. augusta 1970. postala prva letjelica koja se mehko spustila na drugu planetu. Venera 9 i Venera 10 su planetu Veneru posjetile u maju 1975, a sastojale su se od orbitera i landera. Venera 9 poslala je prve crno-bijele fotografije sa površine Venere. Jednostavni eksperimenti koje su sonde napravile pokazali su da su stijene na Veneri vrlo slične onima na Zemlji, da je površinska temperatura 455 °C, a atmosferski pritisak odgovara pritisku koji na Zemlji vlada u morima na dubini od 900 m. Slike su pokazale da i na Veneri postoje erozijski procesi, što je dosta iznenadilo znanstvenike. Voda, koja je glavni krivac za eroziju na Zemlji, na Veneri praktički ne postoji, pogotovo ne u tekućem stanju. Ako pretpostavimo da bi to mogla biti erozija vjetra, i to moramo isključiti jer je najveća brzina vjetra izmjerena na površini Venere bila svega oko 15 km/h, što odgovara laganom povjetarcu.
Američka misija Pioneer Venus sastojala se od dvije komponente, orbitera i multisonde, koje su lansirane odvojeno u maju i augustu 1978. godine. Misija orbitera je, među ostalim, imala za cilj i radarsko snimanje reljefa, a trajala sve do augusta 1992. Multisonda je na Veneru izbacila 4 atmosferske sonde. Njihov pad kroz atmosferu trajao je oko jedan sat, ali su u tom kratkom vremenu sakupljeni mnogi dragocjeni podaci. Jedna od sondi je čak preživjela pad do površine odakle je slala podatke još jedan sat prije nego što se praktično rastopila.
Od četiri sonde, dvije su ušle u atmosferu na noćnoj strani i otkrile jednu vrlo interesantnu pojavu. Na visini od oko 11 km nebo tinja crvenkastim sjajem koji potječe od bezbrojnih munja koje neprestano bljeskaju. Instrumenti su zabilježili i do 25 bljeskova u sekundi. Način na koji nastaju sve te silne munje ostao je neobjašnjen. Njihovi odbljesci mogli bi biti tajanstveno pepeljasto svjetlo koje je više puta opaženo teleskopima sa Zemlje na noćnoj Venerinoj strani.
Prve fotografije Venerine površine u boji snimio je lander Venera 13. Sovjetske letjelice Vega 1 i Vega 2 ispustile su 1984. godine u Venerinu atmosferu landere i atmosferske balone, te produžili u susret Halleyevoj kometi. Američka letjelica Galileo je također, na svom putu prema Jupiteru, posjetila Veneru.
Američka misija Magellan (1989–1994) imala je za primarni cilj mapiranje Venerine površine uz pomoć radara. Mapirano je 99% površine uz 300 m/piksel rezoluciju. Posljednje letjelice koja je preletjele pored Venere bila su letjelica Cassini-Huygens na svom putu za Saturn, te MESSENGER na putu za Merkur.
Venus Express Evropske svemirske agencije (ESA) ušao je u orbitu oko Venere u aprilu 2006. godine. Opremljena sa sedam naučnih instrumenata, Venus Express pružio je bez presedana detaljno promatranje Venerine atmosfere. ESA je zaključila tu misiju u decembru 2014.
Od 202o. godine, samo japanski Akatsuki se nalazi u vrlo eliptičnoj orbiti oko Venere od 7. decembra 2015. godine, a postoji nekoliko prijedloga za ispitivanje koje proučavaju Roscosmos, NASA i indijski ISRO .
Plan kolonizacije
urediNASA je 2015. objavila plan "HAVOC" za kolonizaciju Venere. Na visini od 48 km upotrijebili bi se baloni napunjeni helijem, tako da spuštanje na površinu ne bi bilo nepotrebno.[14]
Također pogledajte
urediReference
uredi- ^ a b c d e f Linda K. Glover, DIE GROSSE NATIONAL GEOGRAPHIC ENZYKLOPÄDIE WELTALL, National Geographic Deutschland, Hamburg 2005, S.132-133, ISBN 3-937606-26-2 njem.
- ^ 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. S2CID 21736261.
- ^ a b Jones, Tom; Stofan, Ellen (2008). Planetology: Unlocking the Secrets of the Solar System. National Geographic Society. str. 74. ISBN 978-1-4262-0121-9. Arhivirano s originala, 16. 7. 2017. Pristupljeno 20. 4. 2017.
- ^ 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. S2CID 862354. Arhivirano s originala, 29. 9. 2021. Pristupljeno 2. 12. 2019.
- ^ a b Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (25. 5. 1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388. Arhivirano s originala, 16. 9. 2020. Pristupljeno 25. 6. 2019. Greška kod citiranja: Neispravna oznaka
<ref>; naziv "Strom1994" definiran je nekoliko puta s različitim sadržajem - ^ 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. str. 65. Bibcode:1991pggp.rept..490B. Arhivirano (PDF) s originala, 13. 5. 2011. Pristupljeno 12. 7. 2009.
- ^ a b Young, Carolynn, ured. (1. 8. 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide. California: Jet Propulsion Laboratory. str. 99–100. Arhivirano s originala, 4. 12. 2016. Pristupljeno 13. 1. 2016. Greška kod citiranja: Neispravna oznaka
<ref>; naziv "jpl-magellan2" definiran je nekoliko puta s različitim sadržajem - ^ 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. S2CID 189850694.
- ^ Kenneth Seidelmann, P.; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Krasinsky, G. A.; Neumann, G.; Oberst, J.; Stooke, P.; Tedesco, E. F.; Tholen, D. J.; Thomas, P. C.; Williams, I. P. (juli 2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
- ^ Hashimoto, George L.; Roos-Serote, Maarten; Sugita, Seiji; Gilmore, Martha S.; Kamp, Lucas W.; Carlson, Robert W.; Baines, Kevin H. (31. 12. 2008). "Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data". Journal of Geophysical Research: Planets. Advancing Earth and Space Science. 113 (E5). Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. doi:10.1029/2008JE003134. S2CID 45474562.
- ^ Helbert, Jörn; Müller, Nils; Kostama, Petri; Marinangeli, Lucia; Piccioni, Giuseppe; Drossart, Pierre (2008). "Surface brightness variations seen by VIRTIS on Venus Express and implications for the evolution of the Lada Terra region, Venus". Geophysical Research Letters. 35 (11): L11201. Bibcode:2008GeoRL..3511201H. doi:10.1029/2008GL033609. ISSN 1944-8007.
- ^ Petkowski, Dr. Janusz; Seager, Prof. Sara (18. 11. 2021). "Did Venus ever have oceans? - MIT". Venus Cloud Life - MIT. Pristupljeno 13. 4. 2023.
- ^ Gilmore, Martha; Treiman, Allan; Helbert, Jörn; Smrekar, Suzanne (1. 11. 2017). "Venus Surface Composition Constrained by Observation and Experiment". Space Science Reviews. 212 (3): 1511–1540. Bibcode:2017SSRv..212.1511G. doi:10.1007/s11214-017-0370-8. ISSN 1572-9672. S2CID 126225959.
- ^ "Full Page Reload". IEEE Spectrum: Technology, Engineering, and Science News (jezik: engleski). Pristupljeno 8. 6. 2021.
Vanjski linkovi
uredi
- Planeta Venera na solarsystem.nasa.gov