„Vénusz” változatai közötti eltérés
| [nem ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
a Rendezés a gondolatjelek körül |
Idézetsablon – új paraméter (DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y). |
||
| (416 közbeeső változat nincs mutatva, amit 100 szerkesztő módosított) | |||
| 1. sor: | 1. sor: | ||
{{egyért2|a bolygóról|Vénusz (egyértelműsítő lap)}} |
|||
<!-- A szöveg szerkesztéséhez ugord át az infoboxot! --> |
|||
{{Égitest infobox |
{{Égitest infobox |
||
| |
|háttér = wheat |
||
| |
|név = Vénusz |
||
| |
|szimbólum = Venus symbol (bold).svg{{!}}♀ |
||
| |
|kép = Venus_2_Approach_Image.jpg |
||
|képaláírás = A [[MESSENGER]] felvétele a bolygóról |
|||
| aphélium = 108 941 849 [[kilométer|km]]<br>0,728 231 28 [[Csillagászati egység|CsE]] |
|||
| |
|aphélium = 108 941 849 [[kilométer|km]]<br />0,72823128 [[Csillagászati egység|CsE]] |
||
| |
|perihélium = 107 476 002 [[kilométer|km]]<br />0,71843270 [[Csillagászati egység|CsE]] |
||
| |
|fél nagytengely = 108 208 926 [[kilométer|km]]<br />0,72333199 [[Csillagászati egység|CsE]] |
||
|pálya kerülete = 680 000 000 km<br />4,545 [[Csillagászati egység|CsE]] |
|||
| excentricitás = 0,006 773 23 |
|||
|excentricitás = 0,00677323 |
|||
| sziderikus = 224,700 69 nap<br/>(0,615 197 0 év) |
|||
|sziderikus = 224,70069 nap<br />(0,6151970 év) |
|||
| szinódikus = 583,92 nap |
|||
|szinódikus = 583,92 nap<ref name=nssdc>{{cite web |
|||
| átl sebesség = 35,020 km/s |
|||
|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |
|||
| max sebesség = 35,259 km/s |
|||
|title = Venus Fact Sheet |
|||
| min sebesség = 34,784 km/s |
|||
|publisher = NASA |
|||
| inklináció = 3,394 71°<br>(3,86° a [[Nap (égitest)|Nap]] egyenlítőjéhez képest) |
|||
|last = Williams |first = Dr. David R. |
|||
| felszálló csomó = 76,680 69° |
|||
|date = 2005-04-15 |
|||
| arg_perihélium = 54,852 29° |
|||
|accessdate = 2007-10-12 }}</ref> |
|||
| holdak = nincs |
|||
|átl sebesség = 35,020 km/s |
|||
| fizikai tulajdonságok = igen |
|||
|max sebesség = 35,259 km/s |
|||
| egyenlítői sugár = 6 051,9 km<br>(a [[föld]]i 0,95-szerese) |
|||
|min sebesség = 34,784 km/s |
|||
| felszín területe = 4,60×10<sup>8</sup> km<sup>2</sup><br>(a [[föld]]i 0,902-szerese) |
|||
|inklináció = 3,39471°<br />(3,86° a [[Nap]] egyenlítőjéhez képest) |
|||
| térfogat = 9,28×10<sup>11</sup> km<sup>3</sup><br>(a [[föld]]i 0,857-szerese) |
|||
|felszálló csomó = 76,68069° |
|||
| tömeg = 4,8685×10<sup>24</sup> [[kilogramm|kg]]<br>(a [[föld]]i 0,815-szerese) |
|||
|arg_perihélium = 54,85229° |
|||
| sűrűség = 5,204 [[gramm|g]]/cm<sup>3</sup> |
|||
|holdak = nincs |
|||
| felszíni gravitáció = 8,87 m/s<sup>2</sup><br>(0,904 g) |
|||
|fizikai tulajdonságok = igen |
|||
| szökési sebesség = 10,36 km/s |
|||
|egyenlítői sugár = 6051,8 km<ref name=Seidelmann2007>{{cite journal |
|||
| sziderikus forgásidő = [[retrográd mozgás|-]]243,0185 nap |
|||
| last= Seidelmann| first= P. Kenneth |
|||
| forgási sebesség = 6,52 km/h (az egyenlítőnél) |
|||
| coauthors= Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al. |
|||
| tengelyferdeség = 2,64° |
|||
| title= Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 |
|||
| északi pólus rektaszcenziója = 272,76° (18 h 11 min 2 s) <sup>[http://www.hnsky.org/iau-iag.htm 1]</sup> |
|||
| journal= Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy |
|||
| deklináció = 67,16° |
|||
| volume=90 | pages=155–180 | year=2007 |
|||
| albedó = 0,65 |
|||
| doi=10.1007/s10569-007-9072-y |
|||
| hőmérséklet = igen |
|||
| url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y |
|||
| temp_név1 = Felszín |
|||
| accessdate=2007-08-28 |issn=0923-2958 }}</ref><br />(a [[föld]]i 0,94-szerese) |
|||
| min hőm 1 = |
|||
|felszín területe = 4,60×10<sup>8</sup> km²<br />(a [[föld]]i 0,902-szerese) |
|||
| átl hőm 1 = 737 K |
|||
|lapultság = < 0.000 2<ref name=Seidelmann2007/> |
|||
| max hőm 1 = 773 K |
|||
|térfogat = 9,28×10<sup>11</sup> km³<br />(a [[föld]]i 0,857-szerese) |
|||
| temp_név2 = A felhők tetején |
|||
|tömeg = 4,8685×10<sup>24</sup> [[kilogramm|kg]]<br />(a [[föld]]i 0,815-szerese) |
|||
| min hőm 2 = – 180[[Celsius|°C]] |
|||
|sűrűség = 5,204 [[gramm|g]]/cm³ |
|||
| átl hőm 2 = 120 |
|||
|felszíni gravitáció = 8,87 m/s²<br />(0,904 g) |
|||
| max hőm 2 = 240 |
|||
|szökési sebesség = 10,36 km/s |
|||
| atmoszféra = igen |
|||
|sziderikus forgásidő = [[retrográd mozgás|-]]243,0212 nap +- 0,00006 nap<ref>[https://scitechdaily.com/the-rotation-of-venus-accuracy-critical-for-future-lander-missions/ The Rotation of Venus – Accuracy Critical for Future Lander Missions - 2019-10-22]</ref> |
|||
| felszíni nyomás = 9,2 MPa |
|||
|forgási sebesség = 6,52 km/h (az egyenlítőnél) |
|||
| atmoszféra összetevők = ~96,5% [[szén-dioxid]]<br />~3,5% [[nitrogén]]<br />0,015% [[kén-dioxid]]<br />0,007% [[argon]]<br />0,002% [[vízpára]]<br />0,0017% [[szén-monoxid]]<br />0,0012% [[hélium]]<br />0,0007% [[neon]]<br />nyomokban [[szén-szulfid]]<br>nyomokban [[hidrogén-klorid]]<br>nyomokban [[hidrogén-fluorid]] |
|||
|tengelyferdeség = 2,64° |
|||
|északi pólus rektaszcenziója = 272,76° (18 h 11 min 2 s)<ref>{{cite web |
|||
| title = Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites |
|||
| publisher = International Astronomical Union |
|||
| year = 2000 |
|||
| url = http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |
|||
| accessdate = 2007-04-12 |
|||
| archiveurl = https://web.archive.org/web/20200512151452/http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |
|||
| archivedate = 2020-05-12 |
|||
}}</ref> |
|||
|északi pólus deklinációja = 67,16° |
|||
|albedó = 0,65<ref name=nssdc/> |
|||
|hőmérséklet = igen |
|||
|hőm név1 = Felszín |
|||
|min hőm 1 = 720 [[kelvin|K]] |
|||
|átl hőm 1 = 735 K<ref>{{cite web |
|||
|last = |
|||
|first = |
|||
|authorlink = |
|||
|coauthors = |
|||
|title = Venus: Facts & Figures |
|||
|work = |
|||
|publisher = NASA |
|||
|date = |
|||
|url = http://sse.jpl.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Venus&Display=Facts&System=Metric |
|||
|accessdate = 2007-04-12 |
|||
|archiveurl = https://web.archive.org/web/20060929003116/http://sse.jpl.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Venus&Display=Facts&System=Metric# |
|||
|archivedate = 2006-09-29 |
|||
}}</ref><ref>{{cite web |
|||
| last = |
|||
| first = |
|||
| authorlink = |
|||
| coauthors = |
|||
| title =Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars |
|||
| work = |
|||
| publisher = Planetary Society |
|||
| date = |
|||
| url = http://www.planetary.org/explore/topics/compare_the_planets/terrestrial.html |
|||
| accessdate = 2007-04-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060902180515/http://www.planetary.org/explore/topics/compare_the_planets/terrestrial.html|archivedate=2006-09-02}}</ref> |
|||
|max hőm 1 = 773 K |
|||
|hőm név2 = A felhők tetején |
|||
|min hőm 2 = ‒180 [[Celsius-skála|°C]] |
|||
|átl hőm 2 = 120 °C |
|||
|max hőm 2 = 240 °C |
|||
|atmoszféra = igen |
|||
|felszíni nyomás = 9,2 MPa |
|||
|atmoszféra összetevők = ~96,5% [[szén-dioxid]]<br />~3,5% [[nitrogén]]<br />0,015% [[kén-dioxid]]<br />0,007% [[argon]]<br />0,002% [[vízpára]]<br />0,0017% [[szén-monoxid]]<br />0,0012% [[hélium]]<br />0,0007% [[neon]]<br />nyomokban [[karbonil-szulfid]]<br />nyomokban [[hidrogén-klorid]]<br />nyomokban [[hidrogén-fluorid]] |
|||
|névadó = Vénusz a római mitológiában a kertek istennője. Aphroditéval azonosították, aki a görög mitológiában a szépség és a szerelem istennője. |
|||
}} |
}} |
||
{{egyért2|a bolygóról|Vénusz (keresztnév)}} |
|||
A '''Vénusz''' a második bolygó a [[Nap |
A '''Vénusz''' a második [[bolygó]] a [[Nap]]tól, keringési ideje 224,7 földi nap. Nevét [[Venus]]ról, a szépség [[római mitológia|római istennőjéről]] kapta. A [[Hold]] után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, legnagyobb látszólagos fényessége −4,6 [[magnitúdó]]. Maximális fényességénél még nappal is észrevehető. Mivel a Vénusz kering a Nap körül és közelebb van hozzá, mint a [[Föld (bolygó)|Föld]], ezért néhány hónapig a Naptól keletre, később néhány hónapig a Naptól nyugatra látható, változó távolságra. A keringés mindkét szélső pontjának látszólagos távolsága a Naptól, azaz a bolygó [[Elongáció (csillagászat)|legnagyobb kitérése]] 47,8°, vagyis a Napot legfeljebb három órával követi, illetve előzi meg az égen. |
||
A kalauzcsillagok közé tartozik, mivel segítette az embereket utazásaik során a tájékozódásban. Emiatt nagyon kedvelt volt és szívesen adtak különféle hangzatos neveket neki, külön a reggel látható és külön az esti Vénusz számára, mint például a Hajnalcsillag és Esti csillag nevet, amelyből keletkezett a jól ismert '''Esthajnalcsillag''' elnevezés. Az ókori görögök a kettőt még két külön égitestnek hitték, ''Heszperosz'' (napnyugati) és ''Foszforosz'' (fényhozó) néven ismerték.<ref>{{ŰrhLex|1}}</ref> Magyar [[Népi csillagnevek listája#V|neveit]] főleg a szabad ég alatt élő pásztoroktól kaphatta. A bolygó „csillag” elnevezése természetesen nem csillagászati értelemben, hanem csak általános, népies szóhasználatban állja meg a helyét. |
|||
Hasonló méretei miatt néha a Föld testvérbolygójának hívják. Átlátszatlan, nagy fényvisszaverő képességű felhőréteg takarja el a felszínt, amelyet csak a 20. század űrszondás vizsgálatai derítettek fel. A kőzetbolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb [[légkör]]e, amelyet főleg [[szén-dioxid]] alkot, a légköri nyomás a felszínen 90-szer akkora, mint a Földön. |
|||
{{Bővebben|Népi csillagnevek listája}} |
|||
A Vénusz a [[Naprendszer]] egyetlen olyan [[bolygó]]ja, mely női alakról kapta a nevét. Ezen kívül csak három [[törpebolygó]] – a [[Ceres (törpebolygó)|Ceres]], az [[136199 Eris|Eris]] és a [[Haumea (törpebolygó)|Haumea]] visel női nevet. |
|||
A felszínt csak az utóbbi 20 évben térképeztek fel teljesen. Kiterjedt [[vulkán|vulkanizmus]] nyomait mutatja, néhány vulkán még ma is működésben lehet. Az állandó földi kéregmozgással ellentétben a Vénuszon periódikus időszakokban megy végbe [[lemeztektonika]], amelynek során a kéreg gyors, néhány millió éves [[szubdukció]] során átalakul. |
|||
[[Föld-típusú bolygók|Föld-típusú bolygónak]] számít, a Föld testvérbolygójának is hívják, mivel a két bolygónak hasonló a mérete, a gravitációs ereje és a tömege. Nagy fényvisszaverő képességű, [[kénsav]] tartalmú [[felhő]]réteg takarja el a [[fény]] elől a felszínt. Ez sokáig olyan találgatásoknak adott alapot, melyekre a [[planetológia]] csak a [[20. század]] folyamán tudta megadni a választ. A kőzetbolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb [[légkör]]e, amelyet főleg [[szén-dioxid]] alkot. A légköri nyomás a földinek 92-szerese. Hiányzik a szén körforgása, amely biztosítaná, hogy a felszabadult [[szén]] visszakerüljön a sziklákba és más felszíni képződményekbe, s a szerves élet hiánya miatt nem jöhet létre ezt elnyelő biomassza sem. Olyan meleg van a felszínen, hogy az egyes feltételezések szerint a felszínen valaha létezett, a földihez hasonló óceánok régen elpárologtak. A helyén csak sivatagszerű síkságok és szikladarabok maradtak. A leginkább elfogadott elmélet szerint az elpárolgott víz kivált, és a bolygó [[mágneses tér|mágneses terének]] hiányában a [[napszél]] szétterítette az űrben a [[hidrogén]]részecskéket.<ref name=solarwind>{{cite web |
|||
==Szerkezet== |
|||
|date=2007-11-28 |
|||
A Vénusz a [[Naprendszer]] négy kőzetbolygójának egyike. Méretében és tömegében hasonlít a Földhöz. Átmérője csak 650 km-el kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81.5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid atmoszféra miatt nagyon különböznek. |
|||
|title=Caught in the wind from the Sun |
|||
|publisher=ESA (Venus Express) |
|||
|url=http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEM0G373R8F_0.html |
|||
|accessdate=2008-07-12}}</ref> |
|||
A felszínt 1990-94 között térképezte fel a [[Magellan űrszonda]]. A bolygó felszíne kiterjedt [[Tűzhányó|vulkanizmus]] nyomait mutatja és a légkörben megtalálható [[kén]] több szakértő véleménye szerint napjainkban is aktív vulkanikus folyamatokra utal. A kevés [[becsapódási kráter]] arra utal, hogy a felszín fiatal, legfeljebb félmilliárd éves. A legutóbbi időkig talány volt, miért nem kapcsolódik egyik látható [[kaldera|kalderához]] sem [[láva]]ömlés nyoma. 2010-ben az európai [[Venus Express]] ''VIRTIS'' [[infravörös]] [[képalkotó spektrométer]]ének segítségével több vulkán környékén is felfedeztek fiatal, 2,5 millió évesnél fiatalabb lávafolyásokat, azaz a felszín geológiai értelemben ma is aktív.<ref> |
|||
===Belső szerkezet=== |
|||
{{cite web|url=http://www.esa.int/esaCP/SEMUKVZNK7G_index_0.html|title=Venus is alive – geologically speaking|date=2010-04-08|publisher=[http://www.esa.int/ ESA]|language=angol|accessdate=2010-04-12}} |
|||
Kevés közvetlen információ van a belső szerkezetről, de a Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt feltételezhető, hogy hasonló a felépítés: mag, köpeny, kéreg. A Földhöz hasonlóan a vénuszi mag is részben folyékony. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik [[lemeztektonika]], feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését, és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára. <ref>Nimmo, F.: ''Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio,'' 2002, Geology, v. 30, p. 987-990 </ref>. |
|||
</ref><ref>{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00002434/|title=Venus Express evidence for recent hot-spot volcanism on Venus|last=Lakdawalla|first=Emily|date=2010-04-09|publisher=[http://planetary.org/ The Planetary Society Blog]|language=angol|accessdate=2010-04-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20100616123347/http://planetary.org/blog/article/00002434/|archivedate=2010-06-16}}</ref> A bolygón nincs [[lemeztektonika|lemeztektonikára]] utaló jel, ami abból fakadhat, hogy kérge túl kemény ahhoz, hogy [[szubdukció]] menjen végbe. |
|||
== |
== Szerkezet == |
||
A Vénusz a [[Naprendszer]] négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650 km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagymértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka [[szén-dioxid]], a fennmaradó nagyjából 3% pedig [[nitrogén]].<ref>{{cite web |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Venusatmos.html |title=The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght |accessdate=2007-04-29 |work= |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190402130541/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Venusatmos.html |archivedate=2019-04-02 }}</ref> |
|||
[[Kép:Map_of_Venus.jpg|left|thumb|250px|A Vénusz térképe a sárgával jelölt magasabb kontinensekkel: fent az Ishtar Terra, jobbra lent az Aphrodite Terra]] |
|||
=== Belső szerkezet === |
|||
A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotját. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín többi részét, egy az északi féltekén, egy az egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az [[Ausztrália]] méretű [[Ishtar Terra]]. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a [[Maxwell Montes]]. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki az átlagos felszíni magasságból. A déli kontinens a [[Dél-Amerika]] méretű [[Aphrodite Terra]]. Ennek a kontinensnek nagyrészét repedések és egyenetlenségek foglalják el. <ref>Kaufmann W.J.: ''Universe,'' 1994, W.H. Freeman, New York, p. 204</ref>. |
|||
A szeizmikus adatok és a tehetetlenségi állapotra vonatkozó adatok hiányában kevés közvetlen információ áll rendelkezésre a belső szerkezetről és annak [[geokémia|geokémiájáról]].<ref name="goettel">{{cite journal|last=Goettel|first=K.A.|coauthors=Shields, J.A. & Decker, D.A.|year=1981|title=Density constraints on the composition of Venus|journal=Proc. Lunar Planetary Science|volume=12B|pages=1507–1516|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982LPSC...12.1507G&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf|format=PDF}}</ref> A Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt azonban feltételezhető, hogy a Földéhez hasonló a felépítése: mag, [[földköpeny|köpeny]], [[földkéreg|kéreg]]. A Földéhez hasonlóan a Vénusz magját is legalább részben folyékonynak vélik. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik [[lemeztektonika]], feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára.<ref>Nimmo, F.: ''Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio,'' 2002, Geology, v. 30, p. 987-990</ref> |
|||
=== Geográfia === |
|||
A kőzetbolygókra jellemző [[becsapódási kráter]]ek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma található, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak. <ref>Frankel C.: ''Volcanoes of the solar system,'' 1996, Cambridge University Press, Cambridge, New York </ref>: |
|||
[[Fájl:Map of Venus.png|balra|bélyegkép|250px|A Vénusz térképe a sárgával jelölt magasabb kontinensekkel: fent az [[Ishtar Terra]], jobbra lent az [[Aphrodite Terra]]]] |
|||
* ''farra:'' palacsinta alakú, lapos felszínű vulkáni alakzat, 20 – 50 km átmérőjű és 100 – 1000 m magasságú. |
|||
* ''novae:'' csillagszerű repedésrendszer |
|||
* ''arachnoid:'' pókhálóhoz hasonlító, sugár irányú és koncentrikus repedések. |
|||
* ''coronae:'' általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. |
|||
A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az [[Ausztrália (kontinens)|Ausztrália]] méretű [[Ishtar Terra]], ami a [[babilónia]]i szerelemistenről, [[Istár]]ról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a [[Maxwell Montes]]. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a [[Dél-Amerika]] méretű [[Aphrodite Terra]], aminek a nevében a [[görög mitológia|görög]] istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el.<ref>Kaufmann W.J.: ''Universe,'' 1994, W.H. Freeman, New York, p. 204</ref> |
|||
Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el. <ref>Batson R.M., Russell J.F.: ''Naming the Newly Found Landforms on Venus,'' 1991, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65 </ref>. Az kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely [[James Clerk Maxwell]]ről kapta a nevét, és két fennsík, a Alpha régió és a Beta régió. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszert elfogadta volna a [[Nemzetközi Csillagászati Unió]]. <ref>Young C.: ''[http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html The Magellan Venus Explorer's Guide],'' 1990. augusztus, JPL Publication 90-24, California: Jet Propulsion Laboratory</ref>. |
|||
A kőzetbolygókra jellemző [[becsapódási kráter]]ek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak.<ref>Frankel C.: ''Volcanoes of the solar system,'' 1996, Cambridge University Press, Cambridge, New York</ref> Ezek között megtalálhatóak a ''farra''-nak nevezett, palacsinta alakú, 20–50 km átmérőjű és 100–1000 m magasságú, lapos felszínű vulkáni alakzatok, a ''novae''-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek, az [[arachnoid]]ok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések, és a ''coronae''-k, melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek. |
|||
===A felszín geológiája=== |
|||
A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni aktivitás formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán, 100 km-nél is nagyobb átmérővel. Az egyetlen hasonló méretű vulkáni komplexum a Földön a [[hawaii]]i Nagy-Sziget. Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul szubdukcióval a tektonikai lemezek határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik. |
|||
Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el.<ref>Batson R.M., Russell J.F.: ''Naming the Newly Found Landforms on Venus,'' 1991, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65</ref> A kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely [[James Clerk Maxwell]] nevét viseli, és két fennsík, az [[Alfa-régió]] és a [[Béta-régió]]. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszeren a [[Nemzetközi Csillagászati Unió]], a bolygók nomenklatúrájának kialakításával foglalkozó szervezet elkezdett volna dolgozni.<ref>Young C.: ''[http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html The Magellan Venus Explorer's Guide],'' 1990. augusztus, JPL Publication 90-24, California: Jet Propulsion Laboratory</ref> |
|||
Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet [[Venyera-11]] és [[Venyera-12]] űrszondák állandó villámlásokat észleltek, a Venyera-12 leszállás közben egy erős dörgést is regisztrált. A Földön ilyen jelenségek zivatarok során jönnek létre. A Vénuszon nincsenek zivatarok, ezért valószínűleg vulkánkitörésekből származó [[vulkáni hamu]] hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra [[kén-dioxid]] koncentrációjának méréséből jön, amely szerint ez [[1978]] és [[1986]] között 10-es nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg <ref>Glaze L.S.: ''Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus,'' 1999, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906 </ref>. |
|||
A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a kezdő hosszúsági kört használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a [[radar]]ral feltérképezett területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.<ref>{{cite journal | last=Davies | first= M.E ''et al.'' | title=Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites | journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy | doi=10.1007/BF00693410 | volume=63| year=1994 | issue 2= | pages=127 }}</ref><ref>{{cite web |title = Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio | publisher = Jet Propulsion Laboratory |url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00481 |accessdate = 2007-12-27 }}</ref> |
|||
[[Kép:Mgn_p39146.png|right|thumb|250px|Becsapódási kráterek a Vénusz felszínén]] |
|||
=== A felszín geológiája === |
|||
A Vénuszon majdnem 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint a Föld vagy a Hold a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. A Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín. <ref>Strom R.G., Schaber G.G., Dawsow D.D.: ''The global resurfacing of Venus,'' 1995, Journal of Geophysical Research, vol. 99, p. 10,899-10,926 </ref>. A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénusz viszont nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ennek következtében 100 millió évenként a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget. |
|||
A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán, melyeknek átmérője a 100 km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a [[Hawaii]] Nagy Sziget.<ref name="Frankel">{{cite book | first=Charles | last=Frankel| year=1996 | title=Volcanoes of the Solar System | url=https://archive.org/details/volcanoesofsolar0000fran | publisher=Cambridge University Press| ISBN=0521477700 }}</ref> Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul [[szubdukció]]val a [[lemeztektonika|tektonikai lemezek]] határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik.<ref name="Frankel" /> |
|||
A vénuszi kráterek átmérője 3 km és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek. Kisebb [[kinetikus energia|kinetikus energiával]] rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert <ref>Herrick R.R., Phillips R.J.: ''Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population,'' 1993, Icarus, v. 112, p. 253-281 </ref>. |
|||
Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet [[Venyera-program]] keretében kiküldött [[Venyera–11]] és [[Venyera–12]] űrszondák állandó [[villám]]lásokat észleltek, a Venyera–12 leszállás után egy erős [[mennydörgés|dörgést]] is regisztrált. Az Európai Űrügynökség [[Venus Express]]e nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó [[villám]]lást.<ref name="Venus Express">{{cite web |url=http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html |title=Venus also zapped by lightning |publisher=CNN |date=November 29, 2007 |accessdate=2007-11-29}}</ref> A Földön ilyen jelenségek [[eső|zivatarok]] során jönnek létre. De a Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni [[kénsav]]esőt, de ez 25 km magasságban elpárolog), ezért a villámlást valószínűleg vulkánkitörésekből származó [[vulkáni hamu]] hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra [[kén-dioxid]] koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez [[1978]] és [[1986]] között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg.<ref>Glaze L.S.: ''Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus,'' 1999, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906</ref> |
|||
==Atmoszféra== |
|||
[[Kép:Venuspioneeruv.jpg|right|thumb|250px|A Vénusz felhőrendszere]] |
|||
[[Fájl:Mgn p39146.png|jobbra|bélyegkép|250px|Becsapódási kráterek a Vénusz felszínén]] |
|||
A túlnyomórészt [[szén-dioxid]]ból (96,5%), kisebbrészt [[nitrogén]]ből és [[nemesgáz]]okból álló légkör sűrűsége a földiét magasan felülmúlja, a felszíni [[légnyomás]] az itteni normális érték nagyjából 90-szerese, mintegy 90 [[bar]]. A [[bolygó]]n tapasztalható [[üvegházhatás]] hatékonysága szintén nagy, ami a felszíni hőmérsékletet 400 [[Celsius-skála|°C]] fölé emeli; ezzel a Vénusz melegebb mint a [[Merkúr (bolygó)|Merkúr]], amely mondhatni kétszer közelebb van a Naphoz és négyszer annyi [[napsugárzás]]t kap. Az [[éjszaka]]i és a [[nappal]]i hőmérséklet között nincs lényeges eltérés – a lassú tengelyforgás ellenére sem – és a sűrű légkör a [[sark]]ok és az [[egyenlítő]] hőviszonyait is kiegyenlíti, így a felszín közelében gyakorlatilag állandó a szélcsend, de legalábbis a szelek gyengék, jellemzően 10 km/h alattiak. Ezek ereje azonban a légkör sűrűsége miatt nem becsülendő le, egyes jelentések szerint port és kisebb szikladarabokat(!) is szállítanak.<ref>Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu.M.: ''Dust on the surface of Venus,'' 1981, Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research), v. 17, p. 280-285</ref>. A magasabb légrétegekben állandó a légmozgás. A kiegyenlítettségből következik még, hogy a sarkokon nyoma sincs semmilyen jégsapkának. |
|||
A Vénuszon nagyjából 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint amilyen a Föld vagy a Hold, a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak meg. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. Azonban a Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín.<ref>Strom R.G., Schaber G.G., Dawsow D.D.: ''The global resurfacing of Venus,'' 1995, Journal of Geophysical Research, vol. 99, p. 10,899-10,926</ref> A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénuszról viszont úgy gondolják, nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ezt követően mintegy 100 millió év alatt a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget.<ref name="Frankel" /> |
|||
A Vénuszon talált üldékes elrendeződésű kőzetek alapján nagyon valószínű, hogy a bolygón korábban folyékony [[víz]] volt jelen, s hogy a felszíni körülmények a földihez sokkal inkább hasonlítottak; a kezdetben mérsékelt üvegházhatás azonban valamely módon elszabadult. A felszíni vízkészlet elpárolgása a vízgőz részarányának fokozódásával a melegedést még tovább gyorsította.<ref>Kasting J.F.: ''Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of earth and Venus,'' 1988, Icarus, v. 74, p. 472-494 </ref> A víz időközben szinte teljesen elregált, s ma már csak nyomokban van jelen a légkörben. A mai [[pokol]]i körülmények az extrém [[klímaváltozás]] legjobb példájaként szolgálnak. |
|||
A vénuszi kráterek átmérője 3 és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek, ugyanis a kisebb [[kinetikus energia|kinetikus energiával]] rendelkező objektumok annyira [[Belépés a légkörbe|lelassulnak a légkörben]], hogy nem hoznak létre krátert.<ref>Herrick R.R., Phillips R.J.: ''Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population,'' 1993, Icarus, v. 112, p. 253-281</ref> |
|||
Jelentős még a légkör [[kén-dioxid]]- és [[kénsav]]-tartalma, amely a magasabb légövekben [[felhő]]ket alkot.<ref>Krasnopolsky V.A., Parshev V.A.: ''Chemical composition of the atmosphere of Venus,'' 1981, Nature, v. 292, p. 610-613</ref>. A felhőrendszer összefüggő, így akadályozza a felszín [[látható fény]] spektrumában (szabad szemmel) való megfigyelését. Ugyanakkor ezek a felhők a rájuk eső napfény 60%-át visszaverik az űrbe. A felhőövben hozzávetőleg 300 km/órás állandó szelek fújnak, így ebben a magasságban a levegő 4 – 5 földi [[nap]] alatt megkerüli a bolygót.<ref>Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T.: ''Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images,'' 1990, Journal of the Atmospheric Sciences, v. 47, p. 2053-2084 </ref>. Kénsav-[[eső]]zések elképzelhetőek. |
|||
További képek a Vénuszról: [http://toochee.postr.hu/gyilkos-esok][https://web.archive.org/web/20111213235414/http://hirek.csillagaszat.hu/venusz/20090716-aktiv-vulkanok-lehettek-a-multban-az-oceanokkal-boritott-venuszon.html][http://www.technet.hu/hir/20100626/elet_nyomai_a_venuszon/] |
|||
===Mágneses tér és mag=== |
|||
A [[Pioneer Venus Orbiter]] ([[1980]]) adatai alapján a Vénusz [[mágneses tér|mágneses tere]] sokkalta gyengébb és kisebb mint a Földé, s ez is inkább az [[ionoszféra]] és a [[napszél]] kölcsönhatásának tudható be, mintsem a [[dinamó-effektus]] következményének.<ref>Kivelson G. M., Russell, C. T.: ''Introduction to Space Physics,'' Cambridge University Press, 1995</ref> Megjegyzendő, hogy a [[Föld]] mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a kozmikus sugárzástól, illetve a [[napszél-erózió]]tól. |
|||
=== Légkör === |
|||
A Vénusz belső mágneses térének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és [[konvekció]]. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég dinamó keletkezéséhez <ref>Luhmann J. G., Russell C. T.: ''[http://www-spc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/venus_mag/ Venus: Magnetic Field and Magnetosphere],'' Encyclopedia of Planetary Sciences, ed. J. H. Shirley and R. W. Fainbridge, 905-907, Chapman and Hall, New York, 1997</ref><ref>Stevenson, D. J.: ''[http://dx.doi.org/10.1016/S0012-821X(02)01126-3 Planetary magnetic fields],'' 2003, Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11.</ref>. Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérséklet különbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek vagy a mag mostanra már teljesen megszilárdult. |
|||
[[Fájl:Venuspioneeruv.jpg|thumb|right|220px|A Vénusz légkörének belső szerkezete egy közeli fényképen, amit [[Ultraibolya sugárzás|UV]]-megfigyeléssel készítettek]] |
|||
A Vénusz [[légkör]]e igen sűrű, melynek nagy része [[szén-dioxid]], kisebb része [[nitrogén]]. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az [[óceán]]okban 1 km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65 kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO<sub>2</sub>-tartalma és a vékony [[kén-dioxid]]felhők miatt a Naprendszerben itt a legnagyobb az [[üvegházhatás]], s ennek következményeként a felszíni hőmérséklet 460 °C fölött van.<ref>{{cite web |url=http://filer.case.edu/sjr16/advanced/venus.html |title=Venus |publisher=Case Western Reserve University |date=September 14, 2006 |accessdate=2007-07-16 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090911091043/http://filer.case.edu/sjr16/advanced/venus.html# |archivedate=2009-09-11 }}</ref> Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a [[Merkúr]] felszínén, mert itt a minimum-hőmérséklet −220 °C, a maximum pedig 420 °C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő pára mértéke kevesebb mint 1%). Ezek miatt a [[hőindex]] 450 °C és 480 °C között van. A [[Venus Express]] űrszonda 2011-ben vékony [[ózon]]réteget fedezett fel a Vénusz légkörében, mintegy 100 km-es magasságban. Az ózon sűrűsége a földi ózonréteg ezredrésze lehet, vastagsága 5–10 km.<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49412 ESA: Tenuous ozone layer discovered in Venus' atmosphere] (2011-10-06)</ref> |
|||
==Megfigyelés== |
|||
[[Kép:Sunset_at_Grain_Elevator_012_Cropped_more.jpg|right|thumb|250px|A Vénusz a növekvő Hold mellett]] |
|||
Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínén, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya.<ref> |
|||
A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3.8 és -4.6 m között változik. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47° <ref>Espenak, Fred: ''[http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/venus2.html NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006]],'' 1996, Twelve Year Planetary Ephemeris Directory, NASA</ref>. |
|||
{{cite journal |
|||
| title = Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus |
|||
| author = Kasting J.F. |
|||
| journal = Icarus |
|||
| volume = 74 |
|||
| issue = 3 |
|||
| pages = 472–494 |
|||
| year = 1988 |
|||
| doi = 10.1016/0019-1035(88)90116-9 |
|||
}}</ref> A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, a szél port és kisebb köveket szállít magával.<ref> |
|||
{{cite journal |
|||
| title = Dust on the surface of Venus |
|||
| author = Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu. M. |
|||
| journal = Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) |
|||
| volume = 17 |
|||
| issue = |
|||
| pages = 280–285 |
|||
| year = 1979 |
|||
| doi = |
|||
}}</ref> A sűrű CO<sub>2</sub> légréteg fölött vékony felhőréteg van, melynek részei kicsi, [[kén-dioxid]] és [[kénsav]] tartalmú cseppekből állnak.<ref> |
|||
{{cite journal |
|||
| title = Chemical composition of the atmosphere of Venus |
|||
| author = Krasnopolsky V.A., Parshev V.A. |
|||
| journal = Nature |
|||
| volume = 292 |
|||
| issue = |
|||
| pages = 610–613 |
|||
| year = 1981 |
|||
| doi = 10.1038/292610a0 |
|||
}}</ref><ref>{{cite journal |
|||
| title = Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems |
|||
|author = Vladimir A. Krasnopolsky |
|||
|journal = Planetary and Space Science |
|||
|volume = 54 |
|||
|issue = 13–14 |
|||
|pages = 1352–1359 |
|||
|year = 2006 |
|||
|doi = 10.1016/j.pss.2006.04.019 }}</ref> Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az [[űr]]be, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljük. Az állandó felhőtakaró következtében, annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, a felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300 km/h-s szél járja körbe a bolygót.<ref>{{cite journal |
|||
|title = Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images |
|||
|author = Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T. |
|||
|journal = Journal of the Atmospheric Sciences |
|||
|volume = 47 |
|||
|issue = 17 |
|||
|pages = 2053–2084 |
|||
|year = 1990 |
|||
|doi = 10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2 |
|||
|url = http://ams.allenpress.com/archive/1520-0469/47/17/pdf/i1520-0469-47-17-2053.pdf |
|||
|format = PDF |
|||
}}{{Halott link|url=http://ams.allenpress.com/archive/1520-0469/47/17/pdf/i1520-0469-47-17-2053.pdf |date=2018-11 }}</ref> |
|||
Bár a Vénusz légköre jelentősen különbözik a Föld légkörétől, atmoszférájában a földihez hasonló erősséggel és gyakorisággal [[villám]]ok cikáznak. A villámok gyakoribbak a nappali oldalon és az alacsony szélességi köröknél.<ref>[http://astronomynow.com/news/n1009/23venus/ astronomynow: Venus' lightning similar to Earth's]</ref> |
|||
A Vénusz Nap körüli keringésén minden 584. napon utoléri a Földet, ezért vagy az esti égbolton, vagy a reggeli égbolton látható. Legnagyobb fényességénél szinte lehetetlen nem megtalálni. Nagy elongációnál napnyugta után még sokáig megfigyelhető. Mint a legfényesebb pontszerű objektumot az égbolton, sokszor [[azonosítatlan repülő tárgy]]nak vélik. |
|||
Vizsgálatok azt mutatják, hogy a Vénusz éjszakai oldalán a levegő áramlása jelentősen eltér a nappali oldalon megmutatkozó szelekétől. A Vénusz atmoszféráját az erős szelek uralják, amik a bolygó forgásánál jóval gyorsabban mozognak, ezért ezt '''szuper-rotáció'''nak nevezik. A szelek sebessége eléri a forgás sebességének 60-szorosát! Ezek a szelek nagy magasságban a leggyorsabbak, 65–72 km közötti magasságban a felszín fölött. |
|||
[[Kép:Venustransit_2004-06-08_07-44.jpg|left|thumb|200px|A Vénusz átvonulása a Nap előtt 2004. június 8-án]] |
|||
A szuper-rotáció viselkedése szabálytalan és [[káosz|kaotikus]] az éjszakai oldalon.<ref>[http://sci.esa.int/venus-express/59498-venus-mysterious-night-side-revealed/ Venus' mysterious night side revealed - 2017-09-14]</ref> |
|||
A Nap körüli keringés miatt a Vénusz hasonló fázisokat mutat mint a [[Hold]]. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros Vénusz-átvonulásra – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó konjunkciója a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás [[2004]]. [[június 8]]-án volt, a következő [[2012]]-ben lesz. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a [[csillagászati egység]] és ennélfogva a Naprendszer méretét. |
|||
=== Mágneses tér és mag === |
|||
==Kutatás== |
|||
A [[Pioneer Venus Orbiter]] ([[1980]]) adatai alapján a Vénusz [[mágneses tér|mágneses tere]] sokkalta gyengébb és kisebb, mint a Földé, s ez is inkább az [[ionoszféra]] és a [[napszél]] kölcsönhatásának tudható be, mintsem a [[dinamó-effektus]] következményének.<ref>Kivelson G. M., Russell, C. T.: ''Introduction to Space Physics,'' Cambridge University Press, 1995</ref> Megjegyzendő, hogy a [[Föld]] mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a [[kozmikus sugárzás]]tól, illetve a [[napszél-erózió]]tól. |
|||
A Vénusz belső mágneses terének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és [[konvekció]]. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég lenne dinamó keletkezéséhez.<ref>Luhmann J. G., Russell C. T.: ''[http://www-spc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/venus_mag/ Venus: Magnetic Field and Magnetosphere] {{Wayback|url=http://www-spc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/venus_mag/ |date=20100714051425 }},'' Encyclopedia of Planetary Sciences, ed. J. H. Shirley and R. W. Fainbridge, 905-907, Chapman and Hall, New York, 1997</ref><ref>Stevenson, D. J.: ''[http://dx.doi.org/10.1016/S0012-821X(02)01126-3 Planetary magnetic fields],'' 2003, Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11.</ref> Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérsékletkülönbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek, vagy a mag mostanra teljesen megszilárdult. |
|||
===Korai vizsgálatok=== |
|||
[[Kép:Phases-of-Venus.svg|right|thumb|250px|A Vénusz fázisai]] |
|||
Mindemellett a Vénuszon óriási lávaömlések is láthatók, ezért a lehűlt mag elmélete nem valószínű. A feláramlások nem tudják áttörni a vastag kérget, de folytonosan gyengítik azt. Az alulról megolvadt kéregdarabok időnként beszakadnak a köpenyanyagba, és ekkor óriási felületeket épít újra a frissen felszínre jutó magmaanyag. |
|||
[[Galilei]] a [[17. század]] elején fedezte fel, hogy a Vénusznak hasonló fázisai vannak, mint a Holdnak. Ez csak úgy lehetséges, hogy a Vénusz a Nap körül kering, vagyis a megfigyelés ellentmondott a Naprendszer geocentrikus modelljének. <ref>[http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics], Astronomy 161; The Solar System. Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. Retrieved on 2006-06-20. </ref>. |
|||
== Megfigyelése == |
|||
A Vénusz légkörét [[Johann Schröter]] fedezte fel [[1790]]-ben, amikor megfigyelte, hogy a növekvő Vénusz korai időszakában a vékony félkör a sűrű légkörben szóródó napfény miatt 180°-nál nagyobb volt. Később [[Chester Smith Lyman]] teljes gyűrűt figyelt meg a bolygó éjszakai oldala körül alsó konjunkcióban, ami újabb bizonyíték volt a légkör jelenlétére <ref>Russell H.N.: ''The Atmosphere of Venus,'' 1899, Astrophysical Journal, v. 9, p.284 </ref>. A légkör miatt nehezen lehet meghatározni a bolygó forgási periódusát. |
|||
[[Fájl:Sunset at Grain Elevator 012 Cropped more.jpg|jobbra|bélyegkép|250px|A Vénusz a növekvő Hold mellett]] |
|||
A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3,8 és -4,6<sup>m</sup> között változik. Ha végigkövetjük a fényesség változását az alsó együttállástól, akkor azt tapasztaljuk, hogy a néhány %-os, minimális fázis növekedésével jobban nő a fényesség, mint amennyire a távolodással csökken. Kb. 25%-os korong megvilágítottságnál, 38°-os [[Elongáció (csillagászat)|elongáció]]nál éri el a Vénusz a maximális fényességét: ezután a távolodás fénycsökkentő hatása nagyobb, mint a megvilágított felület növekedésének hatása, így fényessége a minimális -3,8<sup>m</sup>-ig csökken, ami ezután jó fél évig egy tized magnitúdón belül marad. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47°.<ref>Espenak, Fred: ''[https://archive.today/20120717023942/sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/venus2.html NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006],'' 1996, Twelve Year Planetary Ephemeris Directory, NASA</ref> |
|||
===Földi megfigyelések=== |
|||
A [[20. század]]ig nagyon keveset tudtunk a Vénuszról. Jellegtelen, egybefüggő felhőtakarója miatt nem lehetett tudni, mi van a felszínen. Ez csak a spektroszkópiai, [[radar]] és UV vizsgálatokkal vált lehetővé. Az első UV megfigyelést az [[1920-as évek]]ben végezték, amikor [[Frank E. Ross]] felfedezte, hogy az UV képeken sokkal több részlet látható, mint az optikai vagy az infravörös tartományban készült képeken. <ref>Ross F.E.: ''Photographs of Venus,'' 1928, Astrophysical Journal, vol. 68, p.57 </ref>. |
|||
A Vénusz vagy az esti égbolton, vagy a reggeli égbolton látható. Legnagyobb fényességénél szinte lehetetlen nem megtalálni. Nagy elongációnál napnyugta után még sokáig megfigyelhető. Mint a legfényesebb pontszerű objektumot az égbolton, gyakorlatlan megfigyelők [[azonosítatlan repülő tárgy]]nak vélik. |
|||
Az [[1900-as évek]] spektroszkópiai vizsgálatai szolgáltattak először bizonyítékot a Vénusz forgására. [[Vesto Slipher]] megpróbálta mérni a Vénuszról érkező fény [[Doppler eltolódás]]át, de nem észlelt forgást. Szerinte a bolygónak sokkal hosszabb a forgási periódusa, mint azt korábban gondolták <ref>Slipher V.M.: ''A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus,'' 1903, Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35</ref>. Az [[1950-es évek]]ben végzett megfigyelések kimutatták, hogy a forgás retrográd (vagyis a Föld forgásával ellentétes irányú). A Vénuszt először az [[1960-as évek]]ben vizsgálták [[radar]]ral. A forgási periódusra akkor kapott értékek hasonlóak voltak, mint a ma elfogadott értékek <ref>Goldstein R.M., Carpenter R.L.: ''Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements,'' 1963, Science, v. 139, p. 910-911 </ref>. |
|||
[[Fájl:Venustransit 2004-06-08 07-44.jpg|jobbra|bélyegkép|200px|A Vénusz átvonulása a Nap előtt 2004. június 8-án]] |
|||
Az [[1970-es évek]] radarvizsgálatai derítettek fel először felszíni részleteket. Rádióimpulzusokat küldtek a bolygó felé az [[Arecibo Obszervatórium]] 300 méteres [[rádióteleszkóp]]jával. A visszaverődő hullámok két nagyobb visszaverő területet jeleztek, melyeket [[Alpha Regio|Alpha]] és [[Beta Regio|Beta]] régiónak nevezték el. Egy másik fényes terület volt a [[Maxwell Montes]] <ref>Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H.: ''New radar image of Venus,'' 1976, Science, v. 193, p. 1123 </ref>. Jelenleg csak ezeknek az alakzatoknak nincs női nevük a Vénuszon. A Földről készített legjobb radarképek felbontása 5 km-nél gyengébb. Részletes vizsgálatot csak az űrből lehet végezni. |
|||
Mivel közelebb kering a Nap körül, mint a Föld, a Vénusz hasonló fázisokat mutat, mint a [[Hold]]. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros [[Bolygóátvonulás#Vénusz-átvonulás|Vénusz-átvonulásra]] – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó együttállása a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás [[2004]]. [[június 8.|június 8-án]] és 2012. június 6-án volt. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a [[csillagászati egység]]et és ennélfogva a Naprendszer méretét. |
|||
===Űrszondák=== |
|||
Az első űrszonda a Vénuszhoz az [[1961]]. [[február 12]]-én indított [[Venyera-1]] volt, a szovjet [[Venyera-program]] első űrszondája. A Venyera-1 közvetlen becsapódási pályára állt, de a kapcsolat a repülés hetedik napján megszakadt, 2 millió km-re a Földtől. Becslések szerint 100 000 km-re repült el a Vénusz mellett május közepén. |
|||
[[Fájl:Vénusz -Jupiter-Hold együttállás 2012.02.25 -19.44.JPG|thumb|Vénusz-Jupiter-Hold együttállás 2012 -ben]] |
|||
Az [[Egyesült Államok]] vénuszkutatási programja is rosszul kezdődött a [[Mariner-1]] elvesztésével. A [[Mariner-2]] sikeresebb volt, 109 napos átmeneti pálya után [[1962]]. [[december 14]]-én elsőként közelítette meg a Vénuszt, 34 833 km-re. Mikrohullámú és infravörös radiométerei kiderítették, hogy felszín nagyon forró, legalább 425 °C. |
|||
== Kutatás == |
|||
A [[Venyera-3]] szonda [[1966]]. [[március 1]]-jén becsapódott a Vénuszba. Ez volt az első emberalkotta tárgy, amely elérte egy idegen bolygó légkörét és felszínét, azonban a meghibásodott kommunikációs rendszer miatt nem érkeztek adatok. A következő megközelítést [[1967]]. [[október 18]]-án a [[Venyera-4]] végezte, amely leereszkedett a légkörbe és méréseket végzett. A mérések szerint a felszín hőmérséklete 500 °C, a légkör 90 – 95%-a szén-dioxid. Az atmoszféra sokkal sűrűbb volt, mint azt a Venyera-4 tervezői gondolták, és a lassúbb ereszkedés miatt az akkumulátorok még azelőtt kimerültek, hogy a szonda elérte volna a felszínt. |
|||
=== Korai vizsgálatok === |
|||
<!-- JÓ LENNE TUDNI, MENNYI IDEIG TARTOTT EZ A LEERESZKEDÉS--> |
|||
[[Fájl:Phases-of-Venus.svg|jobbra|bélyegkép|250px|A Vénusz fázisai]] |
|||
[[Galileo Galilei|Galilei]] a [[17. század]] elején fedezte fel, hogy a Vénusznak hasonló fázisai vannak, mint a Holdnak. Ez csak úgy lehetséges, hogy a Vénusz a Nap körül kering, vagyis a megfigyelés ellentmondott a Naprendszer [[geocentrikus modell]]jének.<ref>[http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics], Astronomy 161; The Solar System. Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. Hozzáférés ideje: 2006-06-20.</ref> |
|||
Egy másik űrszonda a [[Mariner-5]] volt, amely kevesebb, mint 4000 km-re közelítette meg a bolygót [[1967]]. [[október 19]]-én. A Mariner-5 eredetileg a [[Mariner-4]] marsszonda tartaléka volt, de az utóbbi sikere miatt átalakították, és a Vénuszhoz küldték. A Venyera-4 és a Mariner-5 adatait nemzetközi együttműködés keretében egy szovjet-amerikai kutatócsoport vizsgálta meg a következő év folyamán. |
|||
A Vénusz légkörét [[Mihail Vasziljevics Lomonoszov]] fedezte fel 1761-ben, amikor is a Vénusz tranzit idején a Vénusz körül fényjelenséget figyelt meg, melyet a Vénusz-légkör hatásával magyarázott, ezt Lomonoszov-gyűrűnek hívják. 1790-ben [[Johann Schröter]] fázisanomáliát észlelt,<ref>{{hiv-web |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1899ApJ.....9..284R&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf |cím=The Atmosphere of Venus |elérés=2017-05-13 |szerző=Henry Norris Russell |szerzőhiv= |dátum= |év=1899 |hónap=május |formátum= |munka=Astrophysical Journal, vol. 9, |kiadó=Astronomy Abstract Service |oldalak=284 }}</ref> amikor megfigyelte, hogy a növekvő Vénusz korai időszakában a vékony félkör a sűrű légkörben szóródó napfény miatt 180°-nál nagyobb volt. Később [[Chester Smith Lyman]] teljes gyűrűt figyelt meg a bolygó éjszakai oldala körül alsó konjunkcióban, ami újabb bizonyíték volt a légkör jelenlétére.<ref>Russell H.N.: ''The Atmosphere of Venus,'' 1899, Astrophysical Journal, v. 9, p.284</ref> A sűrű légkör miatt [[látható spektrum]]ú megfigyeléssel nem lehet meghatározni a bolygó forgási periódusát. |
|||
[[1970]]. [[december 15]]-én a továbbfejlesztett [[Venyera-7]] belépett a Vénusz légkörébe és épségben elérte a felszínt. 23 percig küldött hőmérsékleti adatokat, ezek voltak az első mérések egy idegen bolygó felszínéről. A Venyera-program folytatódott a [[Venyera-8]]-al, amely már 50 percig mért a felszínen, a [[Venyera-9]] és a [[Venyera-10]] elkészítette az első képeket a tájról. |
|||
=== Földi megfigyelések === |
|||
Közben az amerikai [[Mariner-10]] [[1974]]. [[február 5]]-én a Merkúrhoz vezető pályáján [[gravitációs hintamanőver]]t végzett a Vénusz mellett, ahonnan 4000 képet küldött vissza. A látható fényben készített képeken nem látszott semmilyen sajátosság a bolygón, UV fényben azonban kirajzolódtak a felhőrendszerek <ref>Dunne, J & Burgess E, ''[http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19780019203_1978019203.pdf The Voyage of Mariner 10],'' 1978, SP-424. NASA</ref>. |
|||
A [[20. század]]ig nagyon keveset tudtunk a Vénuszról. Jellegtelen, egybefüggő felhőtakarója miatt nem lehetett tudni, mi van a felszínen. Ez csak a [[spektroszkópia]]i, [[radar]] és [[Ultraibolya sugárzás|UV]] vizsgálatokkal vált lehetővé. Az első UV megfigyelést az [[1920-as évek]]ben végezték, amikor [[Frank E. Ross]] felfedezte, hogy az UV képeken sokkal több részlet látható, mint az optikai vagy az [[infravörös]] tartományban készült képeken.<ref>Ross F.E.: ''Photographs of Venus,'' 1928, Astrophysical Journal, vol. 68, p.57</ref> |
|||
Az [[1900-as évek]] spektroszkópiai vizsgálatai szolgáltattak először bizonyítékot a Vénusz forgására. [[Vesto Slipher]] megpróbálta mérni a Vénuszról érkező fény [[Doppler-eltolódás]]át, de nem észlelt forgást. Szerinte a bolygónak sokkal hosszabb a forgási periódusa, mint azt korábban gondolták.<ref>Slipher V.M.: ''A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus,'' 1903, Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35</ref> Az [[1950-es évek]]ben végzett megfigyelések kimutatták, hogy a forgás [[retrográd]] (vagyis a Föld forgásával ellentétes irányú). A Vénuszt először az [[1960-as évek]]ben vizsgálták [[radar]]ral. A forgási periódusra akkor kapott értékek hasonlóak voltak, mint a ma elfogadott értékek.<ref>Goldstein R.M., Carpenter R.L.: ''Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements,'' 1963, Science, v. 139, p. 910-911</ref> |
|||
[[Kép:Pioneer_Venus_orbiter.jpg|right|thumb|250px|Pioneer Venus Orbiter]] |
|||
Az [[1970-es évek]] radarvizsgálatai derítettek fel először felszíni részleteket. Rádióimpulzusokat küldtek a bolygó felé az [[Arecibo Obszervatórium]] 300 méteres [[rádióteleszkóp]]jával. A visszaverődő hullámok két nagyobb visszaverő területet jeleztek, melyeket [[Alpha Regio|Alpha]] és [[Beta Regio|Beta]] régiónak neveztek el. Egy másik fényes terület volt a [[Maxwell Montes]].<ref>Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H.: ''New radar image of Venus,'' 1976, Science, v. 193, p. 1123</ref> Jelenleg csak ezeknek az alakzatoknak nincs női nevük a Vénuszon. A Földről készített legjobb radarképek felbontása 5 km-nél gyengébb. Részletes vizsgálatot csak az űrből lehet végezni. |
|||
Az amerikai [[Pioneer Venus-program]] két különálló küldetésből állt <ref>Colin L, Hall C: ''[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1977SSRv...20..283C&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf The Pioneer Venus Program],'' 1977, Space Science Reviews 20.</ref>. A [[Pioneer Venus Orbiter]] [[1978]]. [[december 4]]-én állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt egy [[radar]]ral. A [[Pioneer Venus Multiprobe]] összesen öt szondát engedett le a légkörbe [[1978]]. [[december 9]]-én, amelyek adatokat gyűjtöttek a légkör összetételéről és a szélsebességről. |
|||
=== Űrszondák === |
|||
A következő négy évben további négy Venyera küldetést hajtottak végre. A [[Venyera-11]] és [[Venyera-12]] elektromos viharokat észlelt, a [[Venyera-13]] és [[Venyera-14]] színes képeket készített a felszínen. A Venyera-program [[1983]]-ban fejeződött be a [[Venyera-15]] és [[Venyera-16]] radartérképező repülésével. |
|||
{|{{széptáblázat}} |
|||
|- |
|||
! Műhold neve !! Megérkezés !! Küldetés típusa !! Távolság (km) !! Sorsa |
|||
|- |
|||
| [[venyera–1]] {{fj|SSP|0}} || 1961. május 19-20. || [[flyby|közelrepülés]] || align=right|100 000 || [[Heliocentrikus pálya|Nap körüli]] pályára állt. |
|||
|- |
|||
| [[Mariner–2]] {{fj|NASA|0}} || 1962. december 14. || [[flyby|közelrepülés]] || align=right|35 000 || [[Heliocentrikus pálya|Nap körüli]] pályára állt. |
|||
|- |
|||
| [[Zond–1]] {{fj|SSP|0}} || 1964. április 4. || közelrepülés || align=right| 100 000 || [[Nap]] körüli pályára állt. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–2]] {{fj|SSP|0}} || 1965. november 12. || közelrepülés || align=right| 24 000 || Nap körüli pályára állt. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–3]] {{fj|SSP|0}} || 1966. március 1. || atmoszferikus szonda || align=right|- || Becsapódott a Vénuszba, nem sikerült semmilyen mérési adatot visszaküldenie. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–4]] {{fj|SSP|0}} || 1967. október 18. || atmoszferikus szonda || align=right| - || 1967. október 18-án ért véget a küldetése |
|||
|- |
|||
| [[Mariner–5]] {{fj|NASA|0}} || 1967. október 19. || közelrepülés || align=right| 4 094 || Nap körüli pályára állt. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–5]] {{fj|SSP|0}} || 1969. május 16. || atmoszferikus szonda || align=right| - || A szonda a bolygó sötét oldalán ért talajt. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–6]] {{fj|SSP|0}} || 1969. május 17. || atmoszferikus szonda || align=right| 25 000 || A szonda a bolygó sötét oldalán ért talajt. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–7]] {{fj|SSP|0}} || 1970. december 15. || [[leszállóegység]] || align=right| - || A leszállóegység 23 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–8]] {{fj|SSP|0}} || 1972. július 22. || leszállóegység || align=right| - || A leszállóegység 50 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
|||
|- |
|||
| [[Mariner–10]] {{fj|NASA|0}} || 1972. július 22. || közelrepülés || align=right| 5768 || A műhold pályára állt a [[Merkúr]] felé. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–9]] {{fj|SSP|0}} || 1975. október 20. || [[orbiter|keringő egység]] + leszállóegység || align=right| - || A leszállóegység 53 percig működött. Első fényképek a Vénusz felszínéről |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–10]] {{fj|SSP|0}} || 1975. október 25. || keringő egység + leszállóegység || align=right| - || A leszállóegység 65 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. Kb. 2200 km-re szállt le a Venyera 9-től |
|||
|- |
|||
| [[Pioneer–12]] {{fj|NASA|0}}<br />vagy Pioneer Venus 1 || 1978. december 4. || keringő egység || align=right| - || A keringő egység elégett a Vénusz légkörében nem sokkal azután, hogy kifogyott az üzemanyaga |
|||
|- |
|||
| [[Pioneer–13]] {{fj|NASA|0}}<br />vagy Pioneer Venus 2 || 1978. december 9. || atmoszferikus szonda ''(4 db)'' || align=right| - || Négy különálló szondát juttattak a bolygó légkörébe, közülük egy ''(bár nem arra tervezték)'' túlélte a becsapódást, és még egy órán keresztül működött a felszínen. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–12]] {{fj|SSP|0}} || 1978. december 21. || közelrepülés + leszállóegység || align=right| 35 000 || A leszállóegység 110 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–11]] {{fj|SSP|0}} || 1978. december 25. || közelrepülés + leszállóegység || align=right| 35 000 || A leszállóegység 95 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–13]] {{fj|SSP|0}} || 1982. március 1. || közelrepülés + leszállóegység || align=right| 36 000 || A leszállóegység 127 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről, ez idő alatt visszaküldte az első színes fényképeket a felhők alól. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–14]] {{fj|SSP|0}} || 1982. március 5. || közelrepülés + leszállóegység || align=right| 35 000 || A leszállóegység 57 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–15]] {{fj|SSP|0}} || 1983. október 10. || keringő egység || align=right| 1 000 || Radar segítségével feltérképezték a Vénusz felszínét. 1984. július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 16-tal. |
|||
|- |
|||
| [[Venyera–16]] {{fj|SSP|0}} || 1983. október 14. || keringő egység || align=right| 1 000 || 1984 július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 15-tel. |
|||
|- |
|||
| [[Vega–1]] {{fj|SSP|0}} || 1985. június 11. || közelrepülés + leszállóegység + [[Léggömb|aerosat]] || align=right| - || Az űrszonda folytatta útját a [[Halley-üstökös|Halley üstökös]] felé. Jelenleg Nap körüli pályán kering. |
|||
|- |
|||
| [[Vega–2]] {{fj|SSP|0}} || 1985. június 15. || közelrepülés + leszállóegység + aerosat || align=right| - || Az űrszonda folytatta útját a Halley üstökös felé. Jelenleg Nap körüli pályán kering. |
|||
|- |
|||
| [[Galileo]] {{fj|NASA|0}} || 1990. február 10. || közelrepülés || align=right| 16 106 || Tovább repült a [[Föld]]et megközelítve ''(x2)'' a [[Jupiter]]hez. |
|||
|- |
|||
| [[Magellan űrszonda|Magellan]] {{fj|NASA|0}} || 1990. augusztus 10. || keringő egység || align=right| - || 1994. október 13-án elégett a Vénusz légkörében. |
|||
|- |
|||
| [[Cassini–Huygens]] {{fj|NASA|0}} {{fj|ESA|0}} || 1998. április 26. || közelrepülés || align=right| 284 || Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 1999. június 24-én (akkor 600 km-re közelítve meg a bolygót), majd folytatta útját a [[Szaturnusz]]hoz. |
|||
|- |
|||
| [[MESSENGER]] {{fj|NASA|0}} || 2006. október 24. || közelrepülés || align=right| 2384 || Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 2007. június 5-én (akkor 338 km-re közelítve meg a bolygót), majd folytatta útját a Merkúrhoz. |
|||
|- |
|||
| [[Venus Express]] {{fj|ESA|0}} || 2006. április 11. || keringő egység || align=right| - || Küldetését háromszor is meghosszabbították. Végül 2014 novemberében fejezte be misszióját, mivel kifogyott az üzemanyaga. |
|||
|- |
|||
| [[Akacuki]] {{fj|JAXA|0}} || 2010. december 7. || keringő egység || align=right| - || Nem sikerült pályára állnia |
|||
|} |
|||
Az első űrszonda a Vénuszhoz az [[1961]]. [[február 12.|február 12-én]] indított [[Venyera–1]] volt, a szovjet [[Venyera-program]] első űrszondája. A Venyera–1 közvetlen becsapódási pályára állt, de a kapcsolat a repülés hetedik napján megszakadt, 2 millió km-re a Földtől. Becslések szerint 100 000 km-re repült el a Vénusz mellett május közepén. |
|||
[[1985]]-ben a [[Halley-üstökös]]höz vezető úton két szovjet [[Vega-program|Vega]] űrszonda leszálló egységeket és ballonokat engedett le a Vénuszra. A ballonok 53 km magasságban 46 órán át működtek, ahol a nyomás és a hőmérséklet nagyjából akkora, mint a Föld felszínén. |
|||
Az [[Amerikai Egyesült Államok|Egyesült Államok]] vénuszkutatási programja is rosszul kezdődött a [[Mariner–1]] elvesztésével. A [[Mariner–2]] sikeresebb volt, 109 napos átmeneti pálya után [[1962]]. [[december 14.|december 14-én]] elsőként közelítette meg a Vénuszt, 34 833 km-re. [[Mikrohullám]]ú és [[infravörös]] radiométerei kiderítették, hogy felszín nagyon forró, legalább 425 °C. |
|||
[[Kép:Venus2_mag_big.png|left|thumb|250px|Magellan űrszonda topográfiai térképe a Vénuszról]] |
|||
A [[Venyera–3]] szonda [[1966]]. [[március 1.|március 1-jén]] becsapódott a Vénuszba. Ez volt az ember alkotta első tárgy, amely elérte egy idegen bolygó légkörét és felszínét, azonban a meghibásodott kommunikációs rendszer miatt nem érkeztek adatok. A következő megközelítést [[1967]]. [[október 18.|október 18-án]] a [[Venyera–4]] végezte, amely [[Belépés a légkörbe|leereszkedett a légkörbe]] és méréseket végzett. A mérések szerint a felszín hőmérséklete 500 °C, a légkör 90–95%-a szén-dioxid. Az atmoszféra sokkal sűrűbb volt, mint azt a Venyera–4 tervezői gondolták, és a lassúbb ereszkedés miatt az [[Akkumulátor (energiatároló)|akkumulátorok]] még azelőtt kimerültek, hogy a szonda elérte volna a felszínt. |
|||
[[1989]]. [[május 4]]-én indították az amerikai [[Magellan űrszonda|Magellan]] űrszondát a Vénusz radarral történő teljes feltérképezésére. A 4-5 éves küldetésen készített nagy felbontású radarképek minden korábbit felülmúltak, és a más bolygókról készített optikai képekkel voltak összehasonlíthatók. A Magellan a felszín 98%-át térképezte fel, majd [[1994]]-ben belépett a légkörbe és megsemmisült. A Vénuszt közelrepülések során megfigyelte a [[Galileo űrszonda|Galileo]] és a [[Cassini űrszonda]] is, de ezután közel egy évtizedig nem küldtek űrszondát kifejezetten a Vénusz vizsgálatára. |
|||
Egy másik űrszonda a [[Mariner–5]] volt, amely kevesebb mint 4000 km-re közelítette meg a bolygót [[1967]]. [[október 19.|október 19-én]]. A Mariner–5 eredetileg a [[Mariner–4]] Mars-szonda tartaléka volt, de az utóbbi sikere miatt átalakították, és a Vénuszhoz küldték. A Venyera–4 és a Mariner–5 adatait nemzetközi együttműködés keretében egy szovjet–amerikai kutatócsoport vizsgálta meg a következő év folyamán. |
|||
[[Kép:VenusExpress_seq9_H.jpg|right|thumb|250px|A Venus Express a Vénusz mellett]] |
|||
[[1970]]. [[december 15.|december 15-én]] a továbbfejlesztett [[Venyera–7]] belépett a Vénusz légkörébe és épségben elérte a felszínt. 23 percig küldött hőmérsékleti adatokat, ezek voltak az első mérések egy idegen bolygó felszínéről. A Venyera-program folytatódott a [[Venyera–8]]-cal, amely már 50 percig mért a felszínen, a [[Venyera–9]] és a [[Venyera–10]] elkészítette az első képeket a tájról. |
|||
[[2005]]. [[november 9]]-én indult és [[2006]]. [[április 11]]-én állt poláris pályára a Vénusz körül az európai [[Venus Express]] űrszonda. Részletesen tanulmányozza a légkört, a felhőket, feltérképezi a bolygó plazma környezetét és a felszíni tulajdonságokat. A küldetés legalább 500 napig tart, két vénuszi éven keresztül <ref> ''[http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=64 Venus Express]],'' ESA honlap</ref>. Tervezés alatt van az orosz [[Venyera-D]] űrszonda. |
|||
Közben az amerikai [[Mariner–10]] [[1974]]. [[február 5.|február 5-én]] a Merkúrhoz vezető pályáján [[gravitációs hintamanőver]]t végzett a Vénusz mellett, ahonnan 4000 képet küldött vissza. A látható fényben készített képeken nem látszott semmilyen sajátosság a bolygón, UV fényben azonban kirajzolódtak a felhőrendszerek.<ref>Dunne, J & Burgess E, ''[http://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19780019203_1978019203.pdf The Voyage of Mariner 10],'' 1978, SP-424. NASA</ref> |
|||
==Magyar vonatkozások== |
|||
A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található <ref>http://esztergom.mcse.hu/magyar/venusztabla.html</ref>. |
|||
Konkrét személyek közül [[Jászai Mari]] színésznő, [[Klafsky Katalin]] operaénekes és báró [[Orczy Emma]] regényíró |
|||
nevét viseli kráter. |
|||
[[Fájl:Pioneer Venus orbiter.jpg|jobbra|bélyegkép|250px|Pioneer Venus Orbiter]] |
|||
==Hivatkozások== |
|||
<references/> |
|||
Az amerikai [[Pioneer Venus-program]] két különálló küldetésből állt.<ref>Colin L, Hall C: ''[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1977SSRv…20..283C&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf The Pioneer Venus Program],'' 1977, Space Science Reviews 20.</ref> A [[Pioneer Venus Orbiter]] [[1978]]. [[december 4.|december 4-én]] állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt [[radar]]ral. A [[Pioneer Venus Multiprobe]] összesen öt szondát engedett le a légkörbe [[1978]]. [[december 9.|december 9-én]], amelyek adatokat gyűjtöttek a légkör összetételéről és a szélsebességről. |
|||
==Külső hivatkozások== |
|||
{{commons|Venus}} |
|||
*[http://hirek.csillagaszat.hu/venusz.html Vénusz-hírek] A Hírek.Csillagászat.hu rovata |
|||
A következő négy évben további négy Venyera küldetést hajtottak végre. A [[Venyera–11]] és [[Venyera–12]] elektromos viharokat észlelt, a [[Venyera–13]] és [[Venyera–14]] színes képeket készített a felszínen. A Venyera-program [[1983]]-ban fejeződött be a [[Venyera–15]] és [[Venyera–16]] radartérképező repülésével. |
|||
{{naprendszer}} |
|||
[[1985]]-ben a [[Halley-üstökös]]höz vezető úton két szovjet [[Vega-program|Vega]] űrszonda leszállóegységeket és ballonokat engedett le a Vénuszra. A ballonok 53 km magasságban 46 órán át működtek, ahol a nyomás és a hőmérséklet nagyjából akkora, mint a Föld felszínén. |
|||
[[Kategória:Kőzetbolygók]] |
|||
[[Fájl:Venus2 mag big.png|balra|bélyegkép|250px|Magellan űrszonda topográfiai térképe a Vénuszról]] |
|||
{{Link FA|en}} {{Link FA|bg}} {{Link FA|bs}} {{Link FA|de}} {{Link FA|es}} {{Link FA|fi}} {{Link FA|pt}} {{Link FA|sk}} {{Link FA|vi}} {{Link FA|lt}} |
|||
[[1989]]. [[május 4.|május 4-én]] indították az amerikai [[Magellan űrszonda|Magellan]] űrszondát a Vénusz radarral történő teljes feltérképezésére. A 4-5 éves küldetésen készített nagy felbontású radarképek minden korábbit felülmúltak, és a más bolygókról készített optikai képekkel voltak összehasonlíthatók. A Magellan a felszín 98%-át térképezte fel, majd [[1994]]-ben [[belépés a légkörbe|belépett a légkörbe]] és megsemmisült. A Vénuszt közelrepülések során megfigyelte a [[Galileo űrszonda|Galileo]] és a [[Cassini űrszonda]] is, de ezután közel egy évtizedig nem küldtek űrszondát kifejezetten a Vénusz vizsgálatára. |
|||
[[en:Venus]] |
|||
[[af:Venus (planeet)]] |
|||
[[Fájl:Venus Express in orbit.jpg|jobbra|bélyegkép|250px|A Venus Express a Vénusz mellett]] |
|||
[[als:Venus (Planet)]] |
|||
[[an:Benus (planeta)]] |
|||
[[2005]]. [[november 9.|november 9-én]] indult és [[2006]]. [[április 11.|április 11-én]] állt poláris pályára a Vénusz körül az európai [[Venus Express]] űrszonda. Részletesen tanulmányozza a légkört, a felhőket, feltérképezte a bolygó [[plazma]]környezetét és a felszíni tulajdonságokat. 500 napig tartott, két vénuszi éven keresztül.<ref>''[http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=64 Venus Express],'' ESA honlap</ref> Tervezés alatt van az orosz [[Venyera-D]] űrszonda. |
|||
[[ang:Venus]] |
|||
[[ar:الزهرة]] |
|||
[[2010]]. [[május 18.|május 18]]-án indult küldetésére [[Japán]] Vénusz-szondája, az [[Akacuki]], Tanegashima szigetéről.<ref>{{cite web|url=http://www.hirado.hu/Hirek/2010/03/16/14/Kilovesre_keszulodik_a_japan_Venusz_szonda.aspx|title=Kilövésre készülődik a japán Vénusz-szonda|accessdate=2010-03-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20130523210403/http://www.hirado.hu/Hirek/2010/03/16/14/Kilovesre_keszulodik_a_japan_Venusz_szonda.aspx#|archivedate=2013-05-23}}</ref> A szonda elsődleges feladata lett volna kideríteni, hogy a Vénusz atmoszférája hogyan képes hatvanszor gyorsabb szuperkeringésre, mint a Föld, valamint, hogy ténylegesen vízóceánokkal rendelkezett-e, mint ahogy azt a megelőző kutatások feltételezik. Hajtóműhiba miatt azonban nem sikerült pályára állnia a bolygó körül. |
|||
[[ast:Venus (planeta)]] |
|||
[[az:Venera]] |
|||
== Lakhatóság == |
|||
[[bat-smg:Aušrėnė]] |
|||
{{Fő|Élet a Vénuszon}} |
|||
[[be:Планета Венера]] |
|||
Az 1960-as évek eleje óta jelentősen visszaszorultak azok az elképzelések, amelyek szerint a Vénusz felszínén élet lehetséges. Ekkor kezdték el a Vénusz kutatását űreszközökkel, és ekkor lett világos, hogy a körülmények a bolygón a Földhöz képest igen extrémek. Mivel közelebb van a Naphoz, és légkörében nagy mennyiségben vannak jelen [[üvegházhatás]]t keltő gázok, így jóval nagyobb a felszíni hőmérséklete, amely a 462 Celsius-fokot is elérheti, a felszíni légköri nyomás pedig a földinek 90-szerese. Ezek miatt a ma ismert víz alapú élet igen valószerűtlen. |
|||
[[be-x-old:Вэнэра (плянэта)]] |
|||
[[bg:Венера (планета)]] |
|||
Néhány tudós elgondolkodott már azon, hogy a Vénusz légrétegének felső, hűvösebb, savas részén elképzelhető, hogy élnek [[extremofil]] [[mikroorganizmus]]ok.<ref>{{cite news |url=https://www.newscientist.com/article/dn2843-acidic-clouds-of-venus-could-harbour-life.html |title=Acidic clouds of Venus could harbour life |work=New Scientist |first=Stuart |last=Clark |date=26 September 2003 |accessdate=30 December 2015}}</ref><ref>Redfern, Martin (25 May 2004). [http://news.bbc.co.uk/2/hi/3746583.stm "Venus clouds 'might harbour life'"]. ''BBC News''. Retrieved 30 December 2015.</ref><ref name="Dartnell2015">{{cite journal |title=Constraints on a potential aerial biosphere on Venus: I. Cosmic rays |journal=Icarus |date=September 2015 |last1=Dartnell |first1=Lewis R. |last2=Nordheim |first2=Tom Andre |last3=Patel |first3=Manish R. |last4=Mason |first4=Jonathon P. |volume=257 |pages=396–405 |doi=10.1016/j.icarus.2015.05.006 |display-authors=etal |bibcode=2015Icar..257..396D}}</ref> 50 km-rel a felszín felett a nyomás és a hőmérséklet a földi talajéhoz igen hasonlatos. Emiatt már javasolták, hogy a levegőnél könnyebb ballonokkal derítsék fel a vénuszi légkör ezen részét, hogy kialakíthatóak lennének-e „lebegő városok”.<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 |pages=1193–1198 |doi=10.1063/1.1541418 |date=2003 |url-status=dead |archiveurl=https://archive.today/20120711103532/http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1 |archivedate=11 July 2012 |df=dmy-all}}</ref> A rengeteg mérnöki kihívás között ott van az igen magas kénsav koncentráció.<ref name="Landis2003" /> |
|||
[[bn:শুক্র গ্রহ]] |
|||
[[br:Gwener (planedenn)]] |
|||
2019 augusztusban a csillagászok arról számoltak be, hogy a Vénusz légkörében már régóta megfigyelt abszorp és [[albedó]] változások okai „ismeretlen emésztők”, mely lehet vegyi anyag vagy nagy mennyiségű mikróbatelep a légkör felső részében.<ref name="ES-20190903">{{cite news |last=Anderson |first=Paul |title=Could microbes be affecting Venus' climate? - Unusual dark patches in Venus' atmosphere – called "unknown absorbers" – play a key role in the planet's climate and albedo, according to a new study. But what are they? That's still a mystery. |url=https://earthsky.org/space/could-microbes-be-affecting-venus-climate |date=3 September 2019 |work=[[Earth & Sky]] |accessdate=3 September 2019 }}</ref><ref name="TAJ-20190826">{{cite journal |author=Lee, Yeon Joo |display-authors=et al. |title=Long-term Variations of Venus's 365 nm Albedo Observed by Venus Express, Akatsuki, MESSENGER, and the Hubble Space Telescope |date=26 August 2019 |journal=[[The Astronomical Journal]] |volume=158 |issue=3 |pages=126–152 |doi=10.3847/1538-3881/ab3120 |doi-access=free }}</ref> |
|||
[[bs:Venera]] |
|||
[[ca:Venus (planeta)]] |
|||
2020 szeptemberben egy csillagászcsoport bejelentette, hogy valószínűleg [[foszfin]]t találtak, ami egy olyan szerves gáz, melyet egyetlen kémiai reakció sem állít elő.<ref>[https://arxiv.org/abs/2009.06499 Phosphine on Venus Cannot be Explained by Conventional Processes], William Bains, Janusz J. Petkowski, Sara Seager, Sukrit Ranjan, Clara Sousa-Silva, Paul B. Rimmer, Zhuchang Zhan, Jane S. Greaves, Anita M. S. Richards, 14 Sep 2020</ref> Az anyagot a Vénusz légkörének felső részében észlelték.<ref>{{cite journal |author=Greaves, Jane S. |display-authors=et al. |title=Phosphine Gas in the Cloud Decks of Venus| date=14 September 2020 |journal=[[Nature Astronomy]]|volume=<!--TBD--> |issue=<!--TBD--> |pages=<!--TBD--> |url=https://www.nature.com/articles/s41550-020-1174-4|doi=10.1038/s41550-020-1174-4}}</ref><ref>{{cite news|url=https://www.nationalgeographic.com/science/2020/09/possible-sign-of-life-found-on-venus-phosphine-gas/|agency=National Geographic|title=Possible sign of life on Venus stirs up heated debate|first=Nadia|last=Drake|date=14 September 2020|accessdate=14 September 2020|work=National Geographic}}</ref><ref>{{cite news|url=https://www.sciencemag.org/news/2020/09/curious-and-unexplained-gas-spotted-venus-s-atmosphere-also-spewed-microbes-earth|title=‘Curious and unexplained.’ Gas spotted in Venus’s atmosphere is also spewed by microbes on Earth|first=Sid|last=Perkins|date=14 September 2020|accessdate=14 September 2020|work=Science}}</ref><ref>[https://arxiv.org/abs/2009.06474 The Venusian Lower Atmosphere Haze as a Depot for Desiccated Microbial Life: A Proposed Life Cycle for Persistence of the Venusian Aerial Biosphere], Sara Seager, Janusz J. Petkowski, Peter Gao, William Bains, Noelle C. Bryan, Sukrit Ranjan, Jane Greaves, 14 Sep 2020</ref> A felfedezés hatására a [[NASA]] vezetője, [[Jim Bridenstine]] nyilvánosan is azt sürgette, hogy a Vénusz ismét kerüljön a kutatások középpontjába, és azt mondta, a foszfin kimutatása „a legfontosabb lépés annak irányába, hogy életet találjunk a Földön kívül.”<ref>{{cite news|url=https://www.cnet.com/news/nasa-chief-calls-for-prioritizing-venus-after-surprise-find-hints-at-alien-life/|title=NASA chief calls for prioritizing Venus after surprise find hints at alien life|first=Amanda|last=Kooser|date=14 September 2020|accessdate=14 September 2020|agency=CNet}}</ref><ref>{{cite tweet|user=JimBridenstine|number=1305598182571810822|date=14 September 2020|title=Life on Venus? The discovery of phosphine, a byproduct of anaerobic biology, is the most significant development yet in building the case for life off Earth. About 10 years ago NASA discovered microbial life at 120,000ft in Earth’s upper atmosphere. It’s time to prioritize Venus.}}</ref> |
|||
[[cs:Venuše (planeta)]] |
|||
[[csb:Wenus]] |
|||
== Magyar vonatkozások == |
|||
[[cy:Gwener (planed)]] |
|||
A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található.<ref>{{Cite web |url=http://esztergom.mcse.hu/files/old/magyar/venusztabla.html# |title=Archivált másolat |accessdate=2011-01-11 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090513133616/http://esztergom.mcse.hu/files/old/magyar/venusztabla.html# |archivedate=2009-05-13 }}</ref> |
|||
[[da:Venus (planet)]] |
|||
Konkrét személyek közül [[Jászai Mari]] színésznő, [[Klafsky Katalin]] operaénekes, és báró [[Orczy Emma]] regényíró nevét viseli kráter. A mitologikus jellegű nevek közül a legismertebb a [[Szélanya]]. |
|||
[[de:Venus (Planet)]] |
|||
[[el:Αφροδίτη (πλανήτης)]] |
|||
== Jegyzetek == |
|||
[[eo:Venuso]] |
|||
{{jegyzetek}} |
|||
[[es:Venus (planeta)]] |
|||
* {{hiv-web |url= http://solarsystem.jpl.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Venus&Era=Past |cím= Solar System Exploration: Venus |elérés= 2010-07-26 |archívurl= https://web.archive.org/web/20100601230814/http://solarsystem.jpl.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Venus&Era=Past# |archívdátum= 2010-06-01 }} |
|||
[[et:Veenus]] |
|||
* [https://www.google.hu/imgres?q=v%C3%A9nusz+felsz%C3%ADne&hl=hu&biw=1040&bih=633&gbv=2&tbm=isch&tbnid=UpQqw4M9tYdP7M:&imgrefurl=http://www.erdely.ma/mozaik.php%253Fid%253D78995&docid=6OHwnasGhJw25M&w=580&h=424&ei=ZmJFTuj0A8PJsgaZ7rWjCQ&zoom=1&iact=hc&vpx=320&vpy=103&dur=340&hovh=192&hovw=263&tx=131&ty=108&page=1&tbnh=147&tbnw=201&start=0&ndsp=12&ved=1t:429,r:1,s:0 Fantáziarajz a Vénusz felszínéről] |
|||
[[eu:Artizar]] |
|||
* [https://www.google.hu/imgres?q=v%C3%A9nusz+felsz%C3%ADne&hl=hu&biw=1040&bih=633&gbv=2&tbm=isch&tbnid=M7S8uH6dcDuAqM:&imgrefurl=http://www.gothard.hu/astronomy/astronews/html/2009/20090716-aktiv-vulkanok-es-oceanok-lehettek-az-osi-venuszon.html&docid=r0VPZsdJfUpbIM&w=540&h=405&ei=ZmJFTuj0A8PJsgaZ7rWjCQ&zoom=1&iact=hc&vpx=343&vpy=267&dur=286&hovh=194&hovw=259&tx=110&ty=117&page=1&tbnh=150&tbnw=184&start=0&ndsp=12&ved=1t:429,r:5,s:0 Vulkánok és óceánok lehettek az ősi Vénuszon] |
|||
[[fa:ناهید (سیاره)]] |
|||
[[fi:Venus]] |
|||
== Kapcsolódó szócikkek == |
|||
[[fo:Venus]] |
|||
* [[Neith (feltételezett hold)]] |
|||
[[fr:Vénus (planète)]] |
|||
* [[Schröter-effektus]] |
|||
[[frp:Vènus (planèta)]] |
|||
* [[A Vénusz bolygóhoz indított űrszondák listája]] |
|||
[[fy:Fenus]] |
|||
[[ga:Véineas (pláinéad)]] |
|||
== További információk == |
|||
[[gd:Ribhinn (planaid)]] |
|||
{{Commonskat|Venus (planet)}} |
|||
* [https://web.archive.org/web/20070328214456/http://hirek.csillagaszat.hu/venusz.html Vénusz-hírek] A Hírek.Csillagászat.hu rovata |
|||
[[gu:શુક્ર (ગ્રહ)]] |
|||
[[he:נוגה]] |
|||
{{Vénusz}}{{naprendszer}} |
|||
[[hi:वीनस]] |
|||
{{Nemzetközi katalógusok}} |
|||
[[hr:Venera (planet)]] |
|||
{{Portál|Csillagászat}} |
|||
[[ht:Venis (planèt)]] |
|||
[[hy:Վեներա]] |
|||
[[Kategória:Vénusz| ]] |
|||
[[ia:Venus (planeta)]] |
|||
[[id:Venus (planet)]] |
|||
[[ilo:Venus (planeta)]] |
|||
[[io:Venero]] |
|||
[[is:Venus (reikistjarna)]] |
|||
[[it:Venere (astronomia)]] |
|||
[[ja:金星]] |
|||
[[jv:Venus]] |
|||
[[ka:ვენერა (პლანეტა)]] |
|||
[[ko:금성]] |
|||
[[ksh:Veenuß (Planneet)]] |
|||
[[ku:Gelawêj (gerstêrk)]] |
|||
[[kw:Gwener (planet)]] |
|||
[[la:Venus (planeta)]] |
|||
[[lb:Venus (Planéit)]] |
|||
[[ln:Mokwɛtɛ]] |
|||
[[lt:Venera (planeta)]] |
|||
[[lv:Venēra (planēta)]] |
|||
[[map-bms:Venus]] |
|||
[[mk:Венера]] |
|||
[[ml:ശുക്രന് (ഗ്രഹം)]] |
|||
[[ms:Zuhrah]] |
|||
[[mt:Venere (pjaneta)]] |
|||
[[nah:Cītlalpōl]] |
|||
[[ne:शुक्रग्रह]] |
|||
[[nl:Venus (planeet)]] |
|||
[[nn:Planeten Venus]] |
|||
[[no:Venus]] |
|||
[[nov:Venus (planete)]] |
|||
[[os:Венерæ (планетæ)]] |
|||
[[pam:Venus]] |
|||
[[pl:Wenus]] |
|||
[[pt:Vénus]] |
|||
[[qu:Ch'aska]] |
|||
[[ro:Venus (planetă)]] |
|||
[[ru:Венера (планета)]] |
|||
[[scn:Vèniri]] |
|||
[[se:Venus]] |
|||
[[simple:Venus (planet)]] |
|||
[[sk:Venuša]] |
|||
[[sl:Venera]] |
|||
[[sq:Venusi]] |
|||
[[sr:Венера (планета)]] |
|||
[[sv:Venus]] |
|||
[[sw:Zuhura]] |
|||
[[ta:வெள்ளி (கோள்)]] |
|||
[[th:ดาวศุกร์]] |
|||
[[tl:Venus (planeta)]] |
|||
[[tr:Venüs (gezegen)]] |
|||
[[uk:Венера (планета)]] |
|||
[[vi:Sao Kim]] |
|||
[[zh:金星]] |
|||
[[zh-classical:金星]] |
|||
[[zh-yue:金星]] |
|||
A lap jelenlegi, 2024. július 28., 12:14-kori változata
 Vénusz | |
 | |
| A MESSENGER felvétele a bolygóról | |
| Névadó | Vénusz a római mitológiában a kertek istennője. Aphroditéval azonosították, aki a görög mitológiában a szépség és a szerelem istennője. |
| Pályaadatok | |
| Epocha | J2000.0 |
| Aphélium távolsága | 108 941 849 km 0,72823128 CsE |
| Perihélium távolsága | 107 476 002 km 0,71843270 CsE |
| Fél nagytengely | 108 208 926 km 0,72333199 CsE |
| Pálya kerülete | 680 000 000 km 4,545 CsE |
| Pálya excentricitása | 0,00677323 |
| Orbitális periódus |
|
| Sziderikus keringési idő | 224,70069 nap (0,6151970 év) |
| Szinodikus periódus | 583,92 nap[1] |
| Min. pályamenti sebesség | 34,784 km/s |
| Átl. pályamenti sebesség | 35,020 km/s |
| Max. pályamenti sebesség | 35,259 km/s |
| Közepes anomália | 50,115° |
| Inklináció | 3,39471° (3,86° a Nap egyenlítőjéhez képest) |
| Felszálló csomó hossza | 76,68069° |
| Központi égitest | Nap |
| Holdak | nincs |
| Fizikai tulajdonságok | |
| Átlagos átmérő | 12 103,6 km |
| Egyenlítői sugár | 6051,8 km[2] (a földi 0,94-szerese) |
| Lapultság | < 0.000 2[2] |
| Felszín területe | 4,60×108 km² (a földi 0,902-szerese) |
| Térfogat | 9,28×1011 km³ (a földi 0,857-szerese) |
| Tömeg | 4,8685×1024 kg (a földi 0,815-szerese) |
| Átlagos sűrűség | 5,204 g/cm³ |
| Felszíni gravitáció | 8,87 m/s² (0,904 g) |
| Szökési sebesség | 10,36 km/s |
| Sziderikus forgásidő | -243,0212 nap +- 0,00006 nap[3] |
| Forgási sebesség | 6,52 km/h (az egyenlítőnél) |
| Tengelyferdeség | 2,64° |
| Az égitest északi égi pólusának rektaszcenziója | 272,76° (18 h 11 min 2 s)[4] |
| Az égitest északi égi pólusának deklinációja | 67,16° |
| Albedó | 0,65[1] |
| Felszíni hőmérséklet | |
| Min. | 720 K Felszín ‒180 °C A felhők tetején |
| Átl. | 735 K[5][6] Felszín 120 °C A felhők tetején |
| Max. | 773 K Felszín 240 °C A felhők tetején |
| Látszólagos fényesség | -4,8 |
| Atmoszféra | |
| Felszíni nyomás | 9,2 MPa |
| Összetevők | ~96,5% szén-dioxid ~3,5% nitrogén 0,015% kén-dioxid 0,007% argon 0,002% vízpára 0,0017% szén-monoxid 0,0012% hélium 0,0007% neon nyomokban karbonil-szulfid nyomokban hidrogén-klorid nyomokban hidrogén-fluorid |
 A Wikimédia Commons tartalmaz Vénusz témájú médiaállományokat. | |
| Sablon • Wikidata • Segítség | |
A Vénusz a második bolygó a Naptól, keringési ideje 224,7 földi nap. Nevét Venusról, a szépség római istennőjéről kapta. A Hold után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, legnagyobb látszólagos fényessége −4,6 magnitúdó. Maximális fényességénél még nappal is észrevehető. Mivel a Vénusz kering a Nap körül és közelebb van hozzá, mint a Föld, ezért néhány hónapig a Naptól keletre, később néhány hónapig a Naptól nyugatra látható, változó távolságra. A keringés mindkét szélső pontjának látszólagos távolsága a Naptól, azaz a bolygó legnagyobb kitérése 47,8°, vagyis a Napot legfeljebb három órával követi, illetve előzi meg az égen.
A kalauzcsillagok közé tartozik, mivel segítette az embereket utazásaik során a tájékozódásban. Emiatt nagyon kedvelt volt és szívesen adtak különféle hangzatos neveket neki, külön a reggel látható és külön az esti Vénusz számára, mint például a Hajnalcsillag és Esti csillag nevet, amelyből keletkezett a jól ismert Esthajnalcsillag elnevezés. Az ókori görögök a kettőt még két külön égitestnek hitték, Heszperosz (napnyugati) és Foszforosz (fényhozó) néven ismerték.[7] Magyar neveit főleg a szabad ég alatt élő pásztoroktól kaphatta. A bolygó „csillag” elnevezése természetesen nem csillagászati értelemben, hanem csak általános, népies szóhasználatban állja meg a helyét.
A Vénusz a Naprendszer egyetlen olyan bolygója, mely női alakról kapta a nevét. Ezen kívül csak három törpebolygó – a Ceres, az Eris és a Haumea visel női nevet.
Föld-típusú bolygónak számít, a Föld testvérbolygójának is hívják, mivel a két bolygónak hasonló a mérete, a gravitációs ereje és a tömege. Nagy fényvisszaverő képességű, kénsav tartalmú felhőréteg takarja el a fény elől a felszínt. Ez sokáig olyan találgatásoknak adott alapot, melyekre a planetológia csak a 20. század folyamán tudta megadni a választ. A kőzetbolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb légköre, amelyet főleg szén-dioxid alkot. A légköri nyomás a földinek 92-szerese. Hiányzik a szén körforgása, amely biztosítaná, hogy a felszabadult szén visszakerüljön a sziklákba és más felszíni képződményekbe, s a szerves élet hiánya miatt nem jöhet létre ezt elnyelő biomassza sem. Olyan meleg van a felszínen, hogy az egyes feltételezések szerint a felszínen valaha létezett, a földihez hasonló óceánok régen elpárologtak. A helyén csak sivatagszerű síkságok és szikladarabok maradtak. A leginkább elfogadott elmélet szerint az elpárolgott víz kivált, és a bolygó mágneses terének hiányában a napszél szétterítette az űrben a hidrogénrészecskéket.[8]
A felszínt 1990-94 között térképezte fel a Magellan űrszonda. A bolygó felszíne kiterjedt vulkanizmus nyomait mutatja és a légkörben megtalálható kén több szakértő véleménye szerint napjainkban is aktív vulkanikus folyamatokra utal. A kevés becsapódási kráter arra utal, hogy a felszín fiatal, legfeljebb félmilliárd éves. A legutóbbi időkig talány volt, miért nem kapcsolódik egyik látható kalderához sem lávaömlés nyoma. 2010-ben az európai Venus Express VIRTIS infravörös képalkotó spektrométerének segítségével több vulkán környékén is felfedeztek fiatal, 2,5 millió évesnél fiatalabb lávafolyásokat, azaz a felszín geológiai értelemben ma is aktív.[9][10] A bolygón nincs lemeztektonikára utaló jel, ami abból fakadhat, hogy kérge túl kemény ahhoz, hogy szubdukció menjen végbe.
Szerkezet
[szerkesztés]A Vénusz a Naprendszer négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650 km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagymértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka szén-dioxid, a fennmaradó nagyjából 3% pedig nitrogén.[11]
Belső szerkezet
[szerkesztés]A szeizmikus adatok és a tehetetlenségi állapotra vonatkozó adatok hiányában kevés közvetlen információ áll rendelkezésre a belső szerkezetről és annak geokémiájáról.[12] A Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt azonban feltételezhető, hogy a Földéhez hasonló a felépítése: mag, köpeny, kéreg. A Földéhez hasonlóan a Vénusz magját is legalább részben folyékonynak vélik. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik lemeztektonika, feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára.[13]
Geográfia
[szerkesztés]
A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az Ausztrália méretű Ishtar Terra, ami a babilóniai szerelemistenről, Istárról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a Maxwell Montes. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a Dél-Amerika méretű Aphrodite Terra, aminek a nevében a görög istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el.[14]
A kőzetbolygókra jellemző becsapódási kráterek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak.[15] Ezek között megtalálhatóak a farra-nak nevezett, palacsinta alakú, 20–50 km átmérőjű és 100–1000 m magasságú, lapos felszínű vulkáni alakzatok, a novae-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek, az arachnoidok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések, és a coronae-k, melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek.
Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el.[16] A kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely James Clerk Maxwell nevét viseli, és két fennsík, az Alfa-régió és a Béta-régió. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszeren a Nemzetközi Csillagászati Unió, a bolygók nomenklatúrájának kialakításával foglalkozó szervezet elkezdett volna dolgozni.[17]
A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a kezdő hosszúsági kört használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a radarral feltérképezett területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.[18][19]
A felszín geológiája
[szerkesztés]A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán, melyeknek átmérője a 100 km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a Hawaii Nagy Sziget.[20] Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul szubdukcióval a tektonikai lemezek határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik.[20]
Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet Venyera-program keretében kiküldött Venyera–11 és Venyera–12 űrszondák állandó villámlásokat észleltek, a Venyera–12 leszállás után egy erős dörgést is regisztrált. Az Európai Űrügynökség Venus Expresse nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó villámlást.[21] A Földön ilyen jelenségek zivatarok során jönnek létre. De a Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni kénsavesőt, de ez 25 km magasságban elpárolog), ezért a villámlást valószínűleg vulkánkitörésekből származó vulkáni hamu hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra kén-dioxid koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez 1978 és 1986 között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg.[22]
A Vénuszon nagyjából 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint amilyen a Föld vagy a Hold, a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak meg. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. Azonban a Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín.[23] A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénuszról viszont úgy gondolják, nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ezt követően mintegy 100 millió év alatt a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget.[20]
A vénuszi kráterek átmérője 3 és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek, ugyanis a kisebb kinetikus energiával rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert.[24]
További képek a Vénuszról: [1][2][3]
Légkör
[szerkesztés]
A Vénusz légköre igen sűrű, melynek nagy része szén-dioxid, kisebb része nitrogén. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az óceánokban 1 km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65 kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO2-tartalma és a vékony kén-dioxidfelhők miatt a Naprendszerben itt a legnagyobb az üvegházhatás, s ennek következményeként a felszíni hőmérséklet 460 °C fölött van.[25] Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a Merkúr felszínén, mert itt a minimum-hőmérséklet −220 °C, a maximum pedig 420 °C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő pára mértéke kevesebb mint 1%). Ezek miatt a hőindex 450 °C és 480 °C között van. A Venus Express űrszonda 2011-ben vékony ózonréteget fedezett fel a Vénusz légkörében, mintegy 100 km-es magasságban. Az ózon sűrűsége a földi ózonréteg ezredrésze lehet, vastagsága 5–10 km.[26]
Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínén, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya.[27] A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, a szél port és kisebb köveket szállít magával.[28] A sűrű CO2 légréteg fölött vékony felhőréteg van, melynek részei kicsi, kén-dioxid és kénsav tartalmú cseppekből állnak.[29][30] Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az űrbe, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljük. Az állandó felhőtakaró következtében, annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, a felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300 km/h-s szél járja körbe a bolygót.[31]
Bár a Vénusz légköre jelentősen különbözik a Föld légkörétől, atmoszférájában a földihez hasonló erősséggel és gyakorisággal villámok cikáznak. A villámok gyakoribbak a nappali oldalon és az alacsony szélességi köröknél.[32]
Vizsgálatok azt mutatják, hogy a Vénusz éjszakai oldalán a levegő áramlása jelentősen eltér a nappali oldalon megmutatkozó szelekétől. A Vénusz atmoszféráját az erős szelek uralják, amik a bolygó forgásánál jóval gyorsabban mozognak, ezért ezt szuper-rotációnak nevezik. A szelek sebessége eléri a forgás sebességének 60-szorosát! Ezek a szelek nagy magasságban a leggyorsabbak, 65–72 km közötti magasságban a felszín fölött.
A szuper-rotáció viselkedése szabálytalan és kaotikus az éjszakai oldalon.[33]
Mágneses tér és mag
[szerkesztés]A Pioneer Venus Orbiter (1980) adatai alapján a Vénusz mágneses tere sokkalta gyengébb és kisebb, mint a Földé, s ez is inkább az ionoszféra és a napszél kölcsönhatásának tudható be, mintsem a dinamó-effektus következményének.[34] Megjegyzendő, hogy a Föld mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a kozmikus sugárzástól, illetve a napszél-eróziótól.
A Vénusz belső mágneses terének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és konvekció. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég lenne dinamó keletkezéséhez.[35][36] Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérsékletkülönbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek, vagy a mag mostanra teljesen megszilárdult.
Mindemellett a Vénuszon óriási lávaömlések is láthatók, ezért a lehűlt mag elmélete nem valószínű. A feláramlások nem tudják áttörni a vastag kérget, de folytonosan gyengítik azt. Az alulról megolvadt kéregdarabok időnként beszakadnak a köpenyanyagba, és ekkor óriási felületeket épít újra a frissen felszínre jutó magmaanyag.
Megfigyelése
[szerkesztés]
A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3,8 és -4,6m között változik. Ha végigkövetjük a fényesség változását az alsó együttállástól, akkor azt tapasztaljuk, hogy a néhány %-os, minimális fázis növekedésével jobban nő a fényesség, mint amennyire a távolodással csökken. Kb. 25%-os korong megvilágítottságnál, 38°-os elongációnál éri el a Vénusz a maximális fényességét: ezután a távolodás fénycsökkentő hatása nagyobb, mint a megvilágított felület növekedésének hatása, így fényessége a minimális -3,8m-ig csökken, ami ezután jó fél évig egy tized magnitúdón belül marad. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47°.[37]
A Vénusz vagy az esti égbolton, vagy a reggeli égbolton látható. Legnagyobb fényességénél szinte lehetetlen nem megtalálni. Nagy elongációnál napnyugta után még sokáig megfigyelhető. Mint a legfényesebb pontszerű objektumot az égbolton, gyakorlatlan megfigyelők azonosítatlan repülő tárgynak vélik.
Mivel közelebb kering a Nap körül, mint a Föld, a Vénusz hasonló fázisokat mutat, mint a Hold. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros Vénusz-átvonulásra – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó együttállása a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás 2004. június 8-án és 2012. június 6-án volt. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a csillagászati egységet és ennélfogva a Naprendszer méretét.
Kutatás
[szerkesztés]Korai vizsgálatok
[szerkesztés]
Galilei a 17. század elején fedezte fel, hogy a Vénusznak hasonló fázisai vannak, mint a Holdnak. Ez csak úgy lehetséges, hogy a Vénusz a Nap körül kering, vagyis a megfigyelés ellentmondott a Naprendszer geocentrikus modelljének.[38]
A Vénusz légkörét Mihail Vasziljevics Lomonoszov fedezte fel 1761-ben, amikor is a Vénusz tranzit idején a Vénusz körül fényjelenséget figyelt meg, melyet a Vénusz-légkör hatásával magyarázott, ezt Lomonoszov-gyűrűnek hívják. 1790-ben Johann Schröter fázisanomáliát észlelt,[39] amikor megfigyelte, hogy a növekvő Vénusz korai időszakában a vékony félkör a sűrű légkörben szóródó napfény miatt 180°-nál nagyobb volt. Később Chester Smith Lyman teljes gyűrűt figyelt meg a bolygó éjszakai oldala körül alsó konjunkcióban, ami újabb bizonyíték volt a légkör jelenlétére.[40] A sűrű légkör miatt látható spektrumú megfigyeléssel nem lehet meghatározni a bolygó forgási periódusát.
Földi megfigyelések
[szerkesztés]A 20. századig nagyon keveset tudtunk a Vénuszról. Jellegtelen, egybefüggő felhőtakarója miatt nem lehetett tudni, mi van a felszínen. Ez csak a spektroszkópiai, radar és UV vizsgálatokkal vált lehetővé. Az első UV megfigyelést az 1920-as években végezték, amikor Frank E. Ross felfedezte, hogy az UV képeken sokkal több részlet látható, mint az optikai vagy az infravörös tartományban készült képeken.[41]
Az 1900-as évek spektroszkópiai vizsgálatai szolgáltattak először bizonyítékot a Vénusz forgására. Vesto Slipher megpróbálta mérni a Vénuszról érkező fény Doppler-eltolódását, de nem észlelt forgást. Szerinte a bolygónak sokkal hosszabb a forgási periódusa, mint azt korábban gondolták.[42] Az 1950-es években végzett megfigyelések kimutatták, hogy a forgás retrográd (vagyis a Föld forgásával ellentétes irányú). A Vénuszt először az 1960-as években vizsgálták radarral. A forgási periódusra akkor kapott értékek hasonlóak voltak, mint a ma elfogadott értékek.[43]
Az 1970-es évek radarvizsgálatai derítettek fel először felszíni részleteket. Rádióimpulzusokat küldtek a bolygó felé az Arecibo Obszervatórium 300 méteres rádióteleszkópjával. A visszaverődő hullámok két nagyobb visszaverő területet jeleztek, melyeket Alpha és Beta régiónak neveztek el. Egy másik fényes terület volt a Maxwell Montes.[44] Jelenleg csak ezeknek az alakzatoknak nincs női nevük a Vénuszon. A Földről készített legjobb radarképek felbontása 5 km-nél gyengébb. Részletes vizsgálatot csak az űrből lehet végezni.
Űrszondák
[szerkesztés]| Műhold neve | Megérkezés | Küldetés típusa | Távolság (km) | Sorsa |
|---|---|---|---|---|
venyera–1  |
1961. május 19-20. | közelrepülés | 100 000 | Nap körüli pályára állt. |
Mariner–2  |
1962. december 14. | közelrepülés | 35 000 | Nap körüli pályára állt. |
| Zond–1 |
1964. április 4. | közelrepülés | 100 000 | Nap körüli pályára állt. |
| Venyera–2 |
1965. november 12. | közelrepülés | 24 000 | Nap körüli pályára állt. |
| Venyera–3 |
1966. március 1. | atmoszferikus szonda | - | Becsapódott a Vénuszba, nem sikerült semmilyen mérési adatot visszaküldenie. |
| Venyera–4 |
1967. október 18. | atmoszferikus szonda | - | 1967. október 18-án ért véget a küldetése |
| Mariner–5 |
1967. október 19. | közelrepülés | 4 094 | Nap körüli pályára állt. |
| Venyera–5 |
1969. május 16. | atmoszferikus szonda | - | A szonda a bolygó sötét oldalán ért talajt. |
| Venyera–6 |
1969. május 17. | atmoszferikus szonda | 25 000 | A szonda a bolygó sötét oldalán ért talajt. |
| Venyera–7 |
1970. december 15. | leszállóegység | - | A leszállóegység 23 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
| Venyera–8 |
1972. július 22. | leszállóegység | - | A leszállóegység 50 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
| Mariner–10 |
1972. július 22. | közelrepülés | 5768 | A műhold pályára állt a Merkúr felé. |
| Venyera–9 |
1975. október 20. | keringő egység + leszállóegység | - | A leszállóegység 53 percig működött. Első fényképek a Vénusz felszínéről |
| Venyera–10 |
1975. október 25. | keringő egység + leszállóegység | - | A leszállóegység 65 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. Kb. 2200 km-re szállt le a Venyera 9-től |
| Pioneer–12 vagy Pioneer Venus 1 |
1978. december 4. | keringő egység | - | A keringő egység elégett a Vénusz légkörében nem sokkal azután, hogy kifogyott az üzemanyaga |
| Pioneer–13 vagy Pioneer Venus 2 |
1978. december 9. | atmoszferikus szonda (4 db) | - | Négy különálló szondát juttattak a bolygó légkörébe, közülük egy (bár nem arra tervezték) túlélte a becsapódást, és még egy órán keresztül működött a felszínen. |
| Venyera–12 |
1978. december 21. | közelrepülés + leszállóegység | 35 000 | A leszállóegység 110 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
| Venyera–11 |
1978. december 25. | közelrepülés + leszállóegység | 35 000 | A leszállóegység 95 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
| Venyera–13 |
1982. március 1. | közelrepülés + leszállóegység | 36 000 | A leszállóegység 127 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről, ez idő alatt visszaküldte az első színes fényképeket a felhők alól. |
| Venyera–14 |
1982. március 5. | közelrepülés + leszállóegység | 35 000 | A leszállóegység 57 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. |
| Venyera–15 |
1983. október 10. | keringő egység | 1 000 | Radar segítségével feltérképezték a Vénusz felszínét. 1984. július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 16-tal. |
| Venyera–16 |
1983. október 14. | keringő egység | 1 000 | 1984 július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 15-tel. |
| Vega–1 |
1985. június 11. | közelrepülés + leszállóegység + aerosat | - | Az űrszonda folytatta útját a Halley üstökös felé. Jelenleg Nap körüli pályán kering. |
| Vega–2 |
1985. június 15. | közelrepülés + leszállóegység + aerosat | - | Az űrszonda folytatta útját a Halley üstökös felé. Jelenleg Nap körüli pályán kering. |
| Galileo |
1990. február 10. | közelrepülés | 16 106 | Tovább repült a Földet megközelítve (x2) a Jupiterhez. |
| Magellan |
1990. augusztus 10. | keringő egység | - | 1994. október 13-án elégett a Vénusz légkörében. |
Cassini–Huygens  |
1998. április 26. | közelrepülés | 284 | Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 1999. június 24-én (akkor 600 km-re közelítve meg a bolygót), majd folytatta útját a Szaturnuszhoz. |
| MESSENGER |
2006. október 24. | közelrepülés | 2384 | Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 2007. június 5-én (akkor 338 km-re közelítve meg a bolygót), majd folytatta útját a Merkúrhoz. |
| Venus Express |
2006. április 11. | keringő egység | - | Küldetését háromszor is meghosszabbították. Végül 2014 novemberében fejezte be misszióját, mivel kifogyott az üzemanyaga. |
Akacuki  |
2010. december 7. | keringő egység | - | Nem sikerült pályára állnia |
Az első űrszonda a Vénuszhoz az 1961. február 12-én indított Venyera–1 volt, a szovjet Venyera-program első űrszondája. A Venyera–1 közvetlen becsapódási pályára állt, de a kapcsolat a repülés hetedik napján megszakadt, 2 millió km-re a Földtől. Becslések szerint 100 000 km-re repült el a Vénusz mellett május közepén.
Az Egyesült Államok vénuszkutatási programja is rosszul kezdődött a Mariner–1 elvesztésével. A Mariner–2 sikeresebb volt, 109 napos átmeneti pálya után 1962. december 14-én elsőként közelítette meg a Vénuszt, 34 833 km-re. Mikrohullámú és infravörös radiométerei kiderítették, hogy felszín nagyon forró, legalább 425 °C.
A Venyera–3 szonda 1966. március 1-jén becsapódott a Vénuszba. Ez volt az ember alkotta első tárgy, amely elérte egy idegen bolygó légkörét és felszínét, azonban a meghibásodott kommunikációs rendszer miatt nem érkeztek adatok. A következő megközelítést 1967. október 18-án a Venyera–4 végezte, amely leereszkedett a légkörbe és méréseket végzett. A mérések szerint a felszín hőmérséklete 500 °C, a légkör 90–95%-a szén-dioxid. Az atmoszféra sokkal sűrűbb volt, mint azt a Venyera–4 tervezői gondolták, és a lassúbb ereszkedés miatt az akkumulátorok még azelőtt kimerültek, hogy a szonda elérte volna a felszínt.
Egy másik űrszonda a Mariner–5 volt, amely kevesebb mint 4000 km-re közelítette meg a bolygót 1967. október 19-én. A Mariner–5 eredetileg a Mariner–4 Mars-szonda tartaléka volt, de az utóbbi sikere miatt átalakították, és a Vénuszhoz küldték. A Venyera–4 és a Mariner–5 adatait nemzetközi együttműködés keretében egy szovjet–amerikai kutatócsoport vizsgálta meg a következő év folyamán.
1970. december 15-én a továbbfejlesztett Venyera–7 belépett a Vénusz légkörébe és épségben elérte a felszínt. 23 percig küldött hőmérsékleti adatokat, ezek voltak az első mérések egy idegen bolygó felszínéről. A Venyera-program folytatódott a Venyera–8-cal, amely már 50 percig mért a felszínen, a Venyera–9 és a Venyera–10 elkészítette az első képeket a tájról.
Közben az amerikai Mariner–10 1974. február 5-én a Merkúrhoz vezető pályáján gravitációs hintamanővert végzett a Vénusz mellett, ahonnan 4000 képet küldött vissza. A látható fényben készített képeken nem látszott semmilyen sajátosság a bolygón, UV fényben azonban kirajzolódtak a felhőrendszerek.[45]
Az amerikai Pioneer Venus-program két különálló küldetésből állt.[46] A Pioneer Venus Orbiter 1978. december 4-én állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt radarral. A Pioneer Venus Multiprobe összesen öt szondát engedett le a légkörbe 1978. december 9-én, amelyek adatokat gyűjtöttek a légkör összetételéről és a szélsebességről.
A következő négy évben további négy Venyera küldetést hajtottak végre. A Venyera–11 és Venyera–12 elektromos viharokat észlelt, a Venyera–13 és Venyera–14 színes képeket készített a felszínen. A Venyera-program 1983-ban fejeződött be a Venyera–15 és Venyera–16 radartérképező repülésével.
1985-ben a Halley-üstököshöz vezető úton két szovjet Vega űrszonda leszállóegységeket és ballonokat engedett le a Vénuszra. A ballonok 53 km magasságban 46 órán át működtek, ahol a nyomás és a hőmérséklet nagyjából akkora, mint a Föld felszínén.
1989. május 4-én indították az amerikai Magellan űrszondát a Vénusz radarral történő teljes feltérképezésére. A 4-5 éves küldetésen készített nagy felbontású radarképek minden korábbit felülmúltak, és a más bolygókról készített optikai képekkel voltak összehasonlíthatók. A Magellan a felszín 98%-át térképezte fel, majd 1994-ben belépett a légkörbe és megsemmisült. A Vénuszt közelrepülések során megfigyelte a Galileo és a Cassini űrszonda is, de ezután közel egy évtizedig nem küldtek űrszondát kifejezetten a Vénusz vizsgálatára.
2005. november 9-én indult és 2006. április 11-én állt poláris pályára a Vénusz körül az európai Venus Express űrszonda. Részletesen tanulmányozza a légkört, a felhőket, feltérképezte a bolygó plazmakörnyezetét és a felszíni tulajdonságokat. 500 napig tartott, két vénuszi éven keresztül.[47] Tervezés alatt van az orosz Venyera-D űrszonda.
2010. május 18-án indult küldetésére Japán Vénusz-szondája, az Akacuki, Tanegashima szigetéről.[48] A szonda elsődleges feladata lett volna kideríteni, hogy a Vénusz atmoszférája hogyan képes hatvanszor gyorsabb szuperkeringésre, mint a Föld, valamint, hogy ténylegesen vízóceánokkal rendelkezett-e, mint ahogy azt a megelőző kutatások feltételezik. Hajtóműhiba miatt azonban nem sikerült pályára állnia a bolygó körül.
Lakhatóság
[szerkesztés]Az 1960-as évek eleje óta jelentősen visszaszorultak azok az elképzelések, amelyek szerint a Vénusz felszínén élet lehetséges. Ekkor kezdték el a Vénusz kutatását űreszközökkel, és ekkor lett világos, hogy a körülmények a bolygón a Földhöz képest igen extrémek. Mivel közelebb van a Naphoz, és légkörében nagy mennyiségben vannak jelen üvegházhatást keltő gázok, így jóval nagyobb a felszíni hőmérséklete, amely a 462 Celsius-fokot is elérheti, a felszíni légköri nyomás pedig a földinek 90-szerese. Ezek miatt a ma ismert víz alapú élet igen valószerűtlen.
Néhány tudós elgondolkodott már azon, hogy a Vénusz légrétegének felső, hűvösebb, savas részén elképzelhető, hogy élnek extremofil mikroorganizmusok.[49][50][51] 50 km-rel a felszín felett a nyomás és a hőmérséklet a földi talajéhoz igen hasonlatos. Emiatt már javasolták, hogy a levegőnél könnyebb ballonokkal derítsék fel a vénuszi légkör ezen részét, hogy kialakíthatóak lennének-e „lebegő városok”.[52] A rengeteg mérnöki kihívás között ott van az igen magas kénsav koncentráció.[52]
2019 augusztusban a csillagászok arról számoltak be, hogy a Vénusz légkörében már régóta megfigyelt abszorp és albedó változások okai „ismeretlen emésztők”, mely lehet vegyi anyag vagy nagy mennyiségű mikróbatelep a légkör felső részében.[53][54]
2020 szeptemberben egy csillagászcsoport bejelentette, hogy valószínűleg foszfint találtak, ami egy olyan szerves gáz, melyet egyetlen kémiai reakció sem állít elő.[55] Az anyagot a Vénusz légkörének felső részében észlelték.[56][57][58][59] A felfedezés hatására a NASA vezetője, Jim Bridenstine nyilvánosan is azt sürgette, hogy a Vénusz ismét kerüljön a kutatások középpontjába, és azt mondta, a foszfin kimutatása „a legfontosabb lépés annak irányába, hogy életet találjunk a Földön kívül.”[60][61]
Magyar vonatkozások
[szerkesztés]A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található.[62] Konkrét személyek közül Jászai Mari színésznő, Klafsky Katalin operaénekes, és báró Orczy Emma regényíró nevét viseli kráter. A mitologikus jellegű nevek közül a legismertebb a Szélanya.
Jegyzetek
[szerkesztés]- ↑ a b Williams, Dr. David R.: Venus Fact Sheet. NASA, 2005. április 15. (Hozzáférés: 2007. október 12.)
- ↑ a b Seidelmann, P. Kenneth, Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al. (2007). „Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90, 155–180. o. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y. ISSN 0923-2958. (Hozzáférés: 2007. augusztus 28.)
- ↑ The Rotation of Venus – Accuracy Critical for Future Lander Missions - 2019-10-22
- ↑ Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites. International Astronomical Union, 2000. [2020. május 12-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. április 12.)
- ↑ Venus: Facts & Figures. NASA. [2006. szeptember 29-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. április 12.)
- ↑ Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars. Planetary Society. [2006. szeptember 2-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. április 12.)
- ↑ Űrhajózási lexikon. Főszerk. Almár Iván. Budapest: Akadémiai – Zrínyi. 1981. ISBN 963 05 2348 5
- ↑ Caught in the wind from the Sun. ESA (Venus Express), 2007. november 28. (Hozzáférés: 2008. július 12.)
- ↑ Venus is alive – geologically speaking (angol nyelven). ESA, 2010. április 8. (Hozzáférés: 2010. április 12.)
- ↑ Lakdawalla, Emily: Venus Express evidence for recent hot-spot volcanism on Venus (angol nyelven). The Planetary Society Blog, 2010. április 9. [2010. június 16-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2010. április 12.)
- ↑ The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. [2019. április 2-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. április 29.)
- ↑ Goettel, K.A., Shields, J.A. & Decker, D.A. (1981). „Density constraints on the composition of Venus” (PDF). Proc. Lunar Planetary Science 12B, 1507–1516. o.
- ↑ Nimmo, F.: Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio, 2002, Geology, v. 30, p. 987-990
- ↑ Kaufmann W.J.: Universe, 1994, W.H. Freeman, New York, p. 204
- ↑ Frankel C.: Volcanoes of the solar system, 1996, Cambridge University Press, Cambridge, New York
- ↑ Batson R.M., Russell J.F.: Naming the Newly Found Landforms on Venus, 1991, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65
- ↑ Young C.: The Magellan Venus Explorer's Guide, 1990. augusztus, JPL Publication 90-24, California: Jet Propulsion Laboratory
- ↑ Davies, M.E et al. (1994). „Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 63, 127. o. DOI:10.1007/BF00693410.
- ↑ Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio. Jet Propulsion Laboratory. (Hozzáférés: 2007. december 27.)
- ↑ a b c Frankel, Charles. Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press (1996)
- ↑ Venus also zapped by lightning. CNN, 2007. november 29. (Hozzáférés: 2007. november 29.)
- ↑ Glaze L.S.: Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus, 1999, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906
- ↑ Strom R.G., Schaber G.G., Dawsow D.D.: The global resurfacing of Venus, 1995, Journal of Geophysical Research, vol. 99, p. 10,899-10,926
- ↑ Herrick R.R., Phillips R.J.: Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population, 1993, Icarus, v. 112, p. 253-281
- ↑ Venus. Case Western Reserve University, 2006. szeptember 14. [2009. szeptember 11-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. július 16.)
- ↑ ESA: Tenuous ozone layer discovered in Venus' atmosphere (2011-10-06)
- ↑ Kasting J.F. (1988). „Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus”. Icarus 74 (3), 472–494. o. DOI:10.1016/0019-1035(88)90116-9.
- ↑ Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu. M. (1979). „Dust on the surface of Venus”. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17, 280–285. o.
- ↑ Krasnopolsky V.A., Parshev V.A. (1981). „Chemical composition of the atmosphere of Venus”. Nature 292, 610–613. o. DOI:10.1038/292610a0.
- ↑ Vladimir A. Krasnopolsky (2006). „Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems”. Planetary and Space Science 54 (13–14), 1352–1359. o. DOI:10.1016/j.pss.2006.04.019.
- ↑ Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T. (1990). „Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images” (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences 47 (17), 2053–2084. o. DOI:<2053:CTWFVO>2.0.CO;2 10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2. [halott link]
- ↑ astronomynow: Venus' lightning similar to Earth's
- ↑ Venus' mysterious night side revealed - 2017-09-14
- ↑ Kivelson G. M., Russell, C. T.: Introduction to Space Physics, Cambridge University Press, 1995
- ↑ Luhmann J. G., Russell C. T.: Venus: Magnetic Field and Magnetosphere Archiválva 2010. július 14-i dátummal a Wayback Machine-ben, Encyclopedia of Planetary Sciences, ed. J. H. Shirley and R. W. Fainbridge, 905-907, Chapman and Hall, New York, 1997
- ↑ Stevenson, D. J.: Planetary magnetic fields, 2003, Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11.
- ↑ Espenak, Fred: NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006, 1996, Twelve Year Planetary Ephemeris Directory, NASA
- ↑ Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics, Astronomy 161; The Solar System. Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. Hozzáférés ideje: 2006-06-20.
- ↑ Henry Norris Russell: The Atmosphere of Venus. Astrophysical Journal, vol. 9, pp. 284. Astronomy Abstract Service, 1899. május. (Hozzáférés: 2017. május 13.)
- ↑ Russell H.N.: The Atmosphere of Venus, 1899, Astrophysical Journal, v. 9, p.284
- ↑ Ross F.E.: Photographs of Venus, 1928, Astrophysical Journal, vol. 68, p.57
- ↑ Slipher V.M.: A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus, 1903, Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35
- ↑ Goldstein R.M., Carpenter R.L.: Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements, 1963, Science, v. 139, p. 910-911
- ↑ Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H.: New radar image of Venus, 1976, Science, v. 193, p. 1123
- ↑ Dunne, J & Burgess E, The Voyage of Mariner 10, 1978, SP-424. NASA
- ↑ Colin L, Hall C: The Pioneer Venus Program, 1977, Space Science Reviews 20.
- ↑ Venus Express, ESA honlap
- ↑ Kilövésre készülődik a japán Vénusz-szonda. [2013. május 23-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2010. március 22.)
- ↑ Clark, Stuart. „Acidic clouds of Venus could harbour life”, New Scientist, 2003. szeptember 26. (Hozzáférés: 2015. december 30.)
- ↑ Redfern, Martin (25 May 2004). "Venus clouds 'might harbour life'". BBC News. Retrieved 30 December 2015.
- ↑ (2015. szeptember 1.) „Constraints on a potential aerial biosphere on Venus: I. Cosmic rays”. Icarus 257, 396–405. o. DOI:10.1016/j.icarus.2015.05.006.
- ↑ a b Landis, Geoffrey A. (2003. szeptember 13.). „Colonization of Venus”. AIP Conference Proceedings 654: 1193–1198. [2012. július 11-i dátummal az eredetiből archiválva]. doi:10.1063/1.1541418.
- ↑ Anderson, Paul. „Could microbes be affecting Venus' climate? - Unusual dark patches in Venus' atmosphere – called "unknown absorbers" – play a key role in the planet's climate and albedo, according to a new study. But what are they? That's still a mystery.”, Earth & Sky, 2019. szeptember 3. (Hozzáférés: 2019. szeptember 3.)
- ↑ Lee, Yeon Joo (2019. augusztus 26.). „Long-term Variations of Venus's 365 nm Albedo Observed by Venus Express, Akatsuki, MESSENGER, and the Hubble Space Telescope”. The Astronomical Journal 158 (3), 126–152. o. DOI:10.3847/1538-3881/ab3120.
- ↑ Phosphine on Venus Cannot be Explained by Conventional Processes, William Bains, Janusz J. Petkowski, Sara Seager, Sukrit Ranjan, Clara Sousa-Silva, Paul B. Rimmer, Zhuchang Zhan, Jane S. Greaves, Anita M. S. Richards, 14 Sep 2020
- ↑ Greaves, Jane S. (2020. szeptember 14.). „Phosphine Gas in the Cloud Decks of Venus”. Nature Astronomy. DOI:10.1038/s41550-020-1174-4.
- ↑ Drake, Nadia. „Possible sign of life on Venus stirs up heated debate”, National Geographic, 2020. szeptember 14. (Hozzáférés: 2020. szeptember 14.)
- ↑ Perkins, Sid. „‘Curious and unexplained.’ Gas spotted in Venus’s atmosphere is also spewed by microbes on Earth”, Science, 2020. szeptember 14. (Hozzáférés: 2020. szeptember 14.)
- ↑ The Venusian Lower Atmosphere Haze as a Depot for Desiccated Microbial Life: A Proposed Life Cycle for Persistence of the Venusian Aerial Biosphere, Sara Seager, Janusz J. Petkowski, Peter Gao, William Bains, Noelle C. Bryan, Sukrit Ranjan, Jane Greaves, 14 Sep 2020
- ↑ Kooser, Amanda. „NASA chief calls for prioritizing Venus after surprise find hints at alien life”, 2020. szeptember 14. (Hozzáférés: 2020. szeptember 14.)
- ↑ @JimBridenstine: Life on Venus? The discovery of phosphine, a byproduct of anaerobic biology, is the most significant development yet in building the case for life off Earth. About 10 years ago NASA discovered microbial life at 120,000ft in Earth’s upper atmosphere. It’s time to prioritize Venus., 2020. szeptember 14.
- ↑ Archivált másolat. [2009. május 13-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2011. január 11.)
- Solar System Exploration: Venus. [2010. június 1-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2010. július 26.)
- Fantáziarajz a Vénusz felszínéről
- Vulkánok és óceánok lehettek az ősi Vénuszon
Kapcsolódó szócikkek
[szerkesztés]További információk
[szerkesztés]
- Vénusz-hírek A Hírek.Csillagászat.hu rovata
| Általános |  | |
|---|---|---|
| Egyedi felszínformái | ||
| Régiói | ||
| Hegyei | ||
| Más alakzatai | ||
| Felderítése | ||
| Egyebek | ||
| Égitestek | |
|---|---|
| Égitesttípusok | |
| Apró testek | |
| Feltételezett bolygók | |
| Rekordok | |
Lásd még: égitestek, a Naprendszer égitestjeinek listája | |
