Vénusz

[[Fájl:|25px]] Vénusz
[[Fájl:|250px]]
Névadó	Venus
Pályaadatok
Epocha	J2000.0
Aphélium távolsága	108 941 849 km 0,728 231 28 CsE
Perihélium távolsága	107 476 002 km 0,718 432 70 CsE
Fél nagytengely	108 208 926 km 0,723 331 99 CsE
Pálya kerülete	680 000 000 km 4,545 CsE
Pálya excentricitása	0,006 773 23
Orbitális periódus	224,7 nap 19 414 148 s
Sziderikus keringési idő	224,700 69 nap (0,615 197 0 év)
Szinodikus periódus	583,92 nap
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	3,394 71° (3,86° a Nap egyenlítőjéhez képest)
Felszálló csomó hossza	76,680 69°
Központi égitest	Nap
Holdak	nincs
Fizikai tulajdonságok
Átlagos átmérő	12 103,6 km
Egyenlítői sugár	6 051,9 km (a földi 0,95-szerese)
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	-243,0185 nap
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) 1
Albedó	0,65
Felszíni hőmérséklet
Min.	228 K
Átl.	737 K
Max.	773 K
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 szén-szulfid nyomokban hidrogén-klorid nyomokban hidrogén-fluorid
A Wikimédia Commons tartalmaz Vénusz témájú médiaállományokat.
WL entity
Sablon • Wikidata • Segítség

Ez a szócikk a bolygóról szól. Hasonló címmel lásd még: Vénusz (keresztnév).

A Vénusz a második bolygó a Naptól, Vénusz római istennőről nevezték el. A Hold után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, látszólagos fényessége -4,6 m. Maximális fényességnél nappal is megfigyelhető. Mivel a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, ezért nagyjából a Nappal egy irányban látszik, legnagyobb kitérése 47,8° lehet, ezért vagy pár órával a nap után lenyugszik, vagy pár órával előtte kel. Ezért hívják Esthajnalcsillagnak is. Bár minden bolygó pályája elliptikus, a Vénusz pályája áll legközelebb a körhöz, kisebb mint 1% excentricitással.

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 légköre, amelyet főleg szén-dioxid alkot, a légköri nyomás a felszínen 90-szer akkora, mint a Földön.

A felszínt csak az utóbbi 20 évben térképeztek fel teljesen. Kiterjedt 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.

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.

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. ^[1].

Fájl:Map of Venus.jpg

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. ^[2].

A kőzetbolygókra jellemző becsapódási kráterek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma található, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak. ^[3]:

• 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.

Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el. ^[4]. Az kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely James Clerk Maxwellről 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. ^[5].

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 hawaiii 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.

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 ^[6].

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. ^[7]. 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 vénuszi kráterek átmérője 3 km és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek. Kisebb kinetikus energiával rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert ^[8].

A Vénusznak nagyon vastag atmoszférája van, amely főleg szén-dioxidból és kevés nitrogénből áll. A légnyomás a bolygó felszínén 90-szer nagyobb mint a Földön. A szén-dioxidban gazdag atmoszféra üvegházhatást idéz elő, amely a felszíni hőmérsékletet 400 °C fölé emeli. A hőmérséklet pont elegendő ahhoz, hogy a felszínén lévő vas folyékonnyá váljon. Éjszaka pedig -180 °C-ra hűl le. Ezzel a Vénusz melegebb mint a Merkúr, amely szinte kétszer közelebb van a Naphoz és négyszer annyi napsugárzást kap.

Tanulmányok szerint néhány milliárd évvel ezelőtt a Vénusz atmoszférája sokkal jobban hasonlított a Földhöz mint most és valószínűleg nagy mennyiségű folyékony víz volt a felszínen. Az elszabadult üvegházhatás következtében a víz elpárolgott és kritikus szintre emelte az ezt előidéző gázokat a légkörben. ^[9]. A Vénusz így az extrém klímaváltozás példáját mutatja.

A felszíni hőmérséklet nem különbözik nagyon az éjszakai és a nappali oldal között, a lassú tengelykörüli forgás ellenére sem. A felszíni szelek lassúak, néhány km/óra sebességgel mozognak, de a nagy sűrűség miatt sokkal erősebbek. Port és kisebb szikladarabokat szállítanak ^[10].

A sűrű CO₂ réteg felett kén-dioxidot és kénsavat tartalmazó felhők vannak ^[11]. Ezek a felhők a rájuk eső napfény 60%-át visszaverik az űrbe, és akadályozzák a Vénusz felszínének közvetlen megfigyelését látható fényben. Az állandó felhőtakaró miatt és szén-dioxid hiányában hasonló lenne a hőmérséklet a felszínen, mint a Földön. A felhők tetején 300 km/órás szelek kerülik meg a bolygót 4 – 5 földi nap alatt ^[12].

1980-ban a Pioneer Venus Orbiter azt találta, hogy a Vénusz mágneses tere gyengébb és kisebb mint a Földé. Ez a mágneses tér inkább az ionoszféra és a napszél reakciójából származik^[13], mint egy belső dinamo által, a földihez hasonló magban. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a kozmikus sugárzástól.

Belső mágneses tér hiánya a Vénusznál meglepő volt, figyelembe véve a Földhöz hasonló méretét. Arra számítottak, hogy magjában tartalmaz dinamót. Egy ilyen dinamóhoz 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 ^[14][15]. 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.

A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3.8 és -4.6 m között változik. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47° ^[16].

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 tárgynak vélik.

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.

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. ^[17].

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 ^[18]. A légkör miatt nehezen lehet meghatározni a bolygó forgási periódusát.

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. ^[19].

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 ^[20]. 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 ^[21].

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 nevezték el. Egy másik fényes terület volt a Maxwell Montes ^[22]. 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 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 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.

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.

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.

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 ^[23].

Az amerikai Pioneer Venus-program két különálló küldetésből állt ^[24]. A Pioneer Venus Orbiter 1978. december 4-én állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt egy 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 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.

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.

Fájl:VenusExpress seq9 H.jpg

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 ^[25]. Tervezés alatt van az orosz Venyera-D űrszonda.

A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található ^[26]. Konkrét személyek közül Jászai Mari színésznő, Klafsky Katalin operaénekes és báró Orczy Emma regényíró nevét viseli kráter.

1. ↑ 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
2. ↑ Kaufmann W.J.: Universe, 1994, W.H. Freeman, New York, p. 204
3. ↑ Frankel C.: Volcanoes of the solar system, 1996, Cambridge University Press, Cambridge, New York
4. ↑ 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
5. ↑ Young C.: The Magellan Venus Explorer's Guide, 1990. augusztus, JPL Publication 90-24, California: Jet Propulsion Laboratory
6. ↑ Glaze L.S.: Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus, 1999, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906
7. ↑ 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
8. ↑ 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
9. ↑ Kasting J.F.: Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of earth and Venus, 1988, Icarus, v. 74, p. 472-494
10. ↑ 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
11. ↑ Krasnopolsky V.A., Parshev V.A.: Chemical composition of the atmosphere of Venus, 1981, Nature, v. 292, p. 610-613
12. ↑ 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
13. ↑ Kivelson G. M., Russell, C. T.: Introduction to Space Physics, Cambridge University Press, 1995
14. ↑ Luhmann J. G., Russell C. T.: 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
15. ↑ Stevenson, D. J.: Planetary magnetic fields, 2003, Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11.
16. ↑ Espenak, Fred: NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006], 1996, Twelve Year Planetary Ephemeris Directory, NASA
17. ↑ Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics, Astronomy 161; The Solar System. Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. Retrieved on 2006-06-20.
18. ↑ Russell H.N.: The Atmosphere of Venus, 1899, Astrophysical Journal, v. 9, p.284
19. ↑ Ross F.E.: Photographs of Venus, 1928, Astrophysical Journal, vol. 68, p.57
20. ↑ Slipher V.M.: A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus, 1903, Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35
21. ↑ Goldstein R.M., Carpenter R.L.: Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements, 1963, Science, v. 139, p. 910-911
22. ↑ Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H.: New radar image of Venus, 1976, Science, v. 193, p. 1123
23. ↑ Dunne, J & Burgess E, The Voyage of Mariner 10, 1978, SP-424. NASA
24. ↑ Colin L, Hall C: The Pioneer Venus Program, 1977, Space Science Reviews 20.
25. ↑ Venus Express], ESA honlap
26. ↑ http://esztergom.mcse.hu/magyar/venusztabla.html

• Vénusz-hírek A Hírek.Csillagászat.hu rovata