Venera
From Wikipedia, the free encyclopedia
Remove ads
„Венера” преусмјерава овдје. За остала значења, в. Венера (разврставање).Венера (симбол: .svg){kind=small}
) је други планет по удаљености од Сунца, без сателита, нешто мањи од Земље (промјер 12 104 километара). На небу је најсјајнији планет и показује Венерине мијене. Од Сунца се највише удаљи 47° па се види или увечер као Вечерња звијезда или ујутро као Јутарња звијезда, односно Даница. Ос вртње готово је окомита на равнину стазе. Окреће се ретроградно (смјер дневнога привидног гибања Сунца супротан је оному на Земљи) и најспорије од свих планета; сидерички период вртње (сидерички период) траје 243,0 дана и дуљи је од године, која траје 224,7 дана, док Сунчев дан на Венери траје 116,7 дана, што је сумјерљиво с њезином синодичком годином (звјездана година) од 583,9 дана.
.jpg)
Венерину атмосферу открио је Михаил Васиљевич Ломоносов 1761. приликом њезина транзита (Венерин пријелаз), када је при додиру Сунчева круга угледао просвијетљену атмосферу. Телескопским мотрењима није се на Венери, због густе атмосфере, могло видјети тло. Већина спознаја о Венери постигнута је с помоћу свемирских летјелица, па тако и точна вриједност њезине масе (0,815 Земљине масе). Прва се на њезино тло спустила 1970. совјетска летјелица Венера 7. Америчка летјелица у орбити (Магеллан) снимила је од 1990. до 1992. Венерин рељеф с помоћу радара.
Венерина атмосфера 50 је пута гушћа од Земљине, садржи 96,5% угљикова диоксида и 3,5% душика; мањински су састојци угљиков моноксид, аргон, вода, сумпоров диоксид, кисик, клороводик, флуороводик. Тлак при тлу износи 90 · 105 Па, а температура 733 К (460 °Ц), што је посљедица стакленичког учинка. Без тог учинка, због великога фактора одраза (албеда) атмосфере (0,65), температура би на површини била око –20 °Ц, иако је Сунцу ближе него Земља. Слој облака од капљица разријеђене сумпорне киселине налази се на висини од 50 до 65 километара и непрозиран је; облаци нагло нестају с доње стране, гдје температура достиже вриједност при којој се капљице испаравају. Тлак и температура Венерине атмосфере тек на висини од приближно 50 километара подударају се с увјетима на површини Земље. Брзина је вјетра на тлу око 1 м/с. На врху облака брзина је вјетра до 300 км/х, па облачни слој обиђе планет за приближно 4 до 5 дана.
Венерин рељеф састоји се претежно од благих низина, из којих се до висине од 3 до 4 километара уздижу висоравни континентских размјера и многи вулкани, засигурно угасли. Велик је број вулкана плитких кратера. Посебни вулкански облици својствени Венери круне су и арахноиди, вулкани испреплетени фином мрежом пукотина. Круне су брда с урушеним средиштем и дубоким кружним опкопом, промјера до 2 500 километара. Еруптивним стијенама покривено је 85% површине. Токови лаве пружају се стотинама и тисућама километара. Венера има око 800 ударних кратера, у правилу већих од 3 километра. Највећи је Меаде, промјера 240 километара. Истакнуте су висоравни Афродитина земља и Астартина земља, те вулкански масиви Подручје Алфа и Бета (лат. Алпха Регио и Бета Регио). Највиши је врх у Маxwеллову горју (лат. Маxwелл Монтес), с 10,8 километара висине над средњом разином. Топографија се углавном служи женским именима. Главне састојке тла, одређене рендгенским и гама спектрометрима, чини базалт и гранит. Минерални састав тла није познат. Ерозија је врло изражена: гравитацијска ерозија (урушавање), кемијска (утјецај јетких саставница атмосфере), топлинска, еолска, те ерозија геолошким процесима. Унутрашњост Венере вјеројатно је слична Земљиној, с том разликом што нема тектонике плоча ни магнетског поља.[1] Венера је треће тијело по сјајности на небу, послије Сунца и Мјесеца.
Венера је добила име према Венери, римској божици љепоте. Стари Грци су је звали Афродита, те Еоспхорус за јутарњу појаву и Хесперус за вечерњу. У нашим крајевима позната је и под именом звијезда Даница или јутарња звијезда, јер је видљива прије изласка Сунца на источном небу и одмах након заласка Сунца на западном небу, а кад је у најсјајнијој мијени може се видјети и преко дана.
Remove ads
Физичка својства
Атмосфера
Атмосфера Венере састоји се највећим дијелом од угљиковог диоксида (96%) и душика (3%). Осталих 1% чине сумпоров диоксид, водена пара, угљиков моноксид, аргон, хелиј, неон, угљиков сулфид, клороводик и флуороводик. Облаци се састоје од аеросола сулфатне киселине. Аеросоли се при вишој температури испаравају, подижу узлазним струјањима и на нижој температури опет укапљују. Кемијски састојци атмосфере веома су погубни и отровни, и у њој се могу јављати оборине од најкорозивнијих киселина: сулфатне, клороводичне, флуороводичне. Воде не може бити у обиљу због хигроскопичности сулфатне киселине; атмосфера је веома "суха". Ако је воде некада било, водена се пара у вишим слојевима под дјеловањем Сунчеве свјетлости растављала на саставне дијелове, а водик се ослобађао у свемир. Хомосфера се диже до 150 км. Мијешање атмосфере подржавано је дању гријањем одоздо, а ноћу хлађењем одозго. Највиши дијелови атмосфере састоје се готово искључиво од водика; водиков овој запажен је око планета до висине од 20 000 км.
Атмосферски тлак на површини Венере износи 9,32 MПа, што је 90 пута више од тлака на површини Земље. Велика количина угљиковог диоксида ствара стакленички учинак, због чега температура на површини достиже и 500 °Ц, што је 400 °Ц више од очекиваног. Средња вриједност температуре на површини износи 464 °Ц. Тако је површина Венере топлија од површине Меркура, иако је у успоредби с њим удаљена од Сунца отприлике двоструко и прима четири пута мање свјетлости. Захваљујући учинку стакленика, Венерина атмосфера је велик топлински спремник. Гибање атмосфере веома учинковито смањује температурне разлике настале на једнаким разинама. Близу тла, екваторска подручја имају свега неколико ступњева вишу температуру наго поларна подручја. У облацима, разлике температура достижу десетак ступњева. Дневне промјене температуре износе двадесетак ступњева. Највишу температуру има точка ближа вечерњој сумрачници, а најнижу точка на ноћној страни ближа јутарњој сумрачници. Годишњих разлика, због малог приклона оси и готово кружне стазе, уопће нема.
Венера се међу планетима Земљине скупине (терестрички планети) одликује густом и пространом атмосфером. Сјајније звијезде губе се из вида у водоравном проматрању на висини од 120 км. Ионосфера се простире од 100 до 200 км. Ниже од 100 км температура расте једнолико, за неких 8 - 10 °Ц/км, и при тлу достиже 480 °Ц. Тлак се при тлу пење на великих 9 МПа (на Земљи око 0,1 МПа). У таквим се физичким увјетима живот не може одржавати. Метеоролошки увјети слични увјетима на Земљи, с температуром око 0 °Ц и тлаком 0,1 МПа, владају на висинама од 50 км. Облаци се простиру од 50 до 65 км. Од 65 до 70 км уочава се слој сумаглице. Горњи слој облака добро одбија ултраљубичасто зрачење ("ултраљубичасти облаци"). Један се облачни слој простире наниже до 15 км. Због изванредне дебљине и једноликости облачног вела, са Земље се не може указати поглед на Венерино тло. Облачни је слој средство средство слично смогу на Земљи, а није састављен од појединих облака. Зато и говоримо о слоју. Унутар њега видљивост сеже до 3 км. Врх облачног слоја одражава три четвртине упадне Сунчеве свјетлости, а преостала се свјетлост многоструко распршује те до тла пристиже врло ослабљена, свега пар постотака. Но расвјета се при тлу не разликује много од расвјете у нас једнога облачног дана. Пошто је густоћа 50 пута већа него у нашој атмосфери, или само 15 пута мања него што је вода, пут свјетлости примјетно се ломи. Стојећи на Венериној површини, чинило би нам се да се увијек налазимо у купастом удубљењу с уоколо подигнутим обзором.
Пошто нема разликовања мора и копна као у нас, загријавање овиси једино о положају на кугли релативно према Сунцу. Екваторски се крајеви загријавају јаче од поларних, дневни од ноћних, а најјаче се загријава субсоларна точка. Цјелокупно кружење одвија се спирално од екваторских крајева према половима с уздизањем атмосферске масе у екваторском појасу и спуштањем у подручју полова, да би се од пола према екватору масе наставиле гибати уз тло. Брзина вјетра расте с висином од 100 до 150 м/с на врху облака, а смјер гибања подудара се са смјером вртње планета. Једна мала компонента брзине усмјерена је меридионално.[2]
Рељеф
Средњи ниво Венере, а тиме и његов полумјер од 6 051,4 км, одређен је великим низинама које заузимају готово 2/3 површине. Низине се благо таласају, с висинским разликама од 1 км. Испод средњег нивоа, не дубље од 3 км, лежи 1/6 површине планета. Преостала четвртина површине лежи изнад средње разине. Права брда дижу се само на једној десетини површине. Земљописне појаве добиле су првенствено имена божица и хероина. Највећа су два планинска масива континенталних размјера, Земља Иштар (лат. Исхтар Терра) и Земља Афродите (лат. Апхродите Терра). Земља Афродите велика је као пола Африке, а Земља Иштар нешто је мања, као Аустралија. Дио Земље Иштар заузима Висоран Лакшми (лат. Лаксхми Планум), 3.3 км изнад средње разине, а 2 км над непосредном околином. Висораван је налик Тибету, а два је пута већа. На југу је одрезана стрмином. У Земљи Иштар налази се највиши врх планета, а припада Горју Маxwелла (лат. Маxwелл Монтес); издиже се 10,8 км над средњом разином. Земља Афродита састоји се од два масива. Смјештена у екваторском подручју, у смјеру исток - запад, простире се у дужини од 10 000 км. Њени највиши врхови су 9 км. Западно од Земље налазе се пукотине дубоке 2 км, а дуге на стотине километара.
Мања планинска подручја названа су регијама. Међу њима, Бета Регио је налик штитастим (хавајским) вулканима, а Алфа Регио је налик старијој, разрушеној прстенастој планини. Бета Регио пружа се у смјеру сјевер - југ у дужини од 2 000 км. У близини су се спустиле свемирске летјелице Венера 9 и Венера 10, нашавши тла са својствима гранита и базалта. Сјеверни врх зове се Тхеиа Монс, а јужни Рхеа Монс; горе су високе 4 км. Алфа Регио лежи око 1.8 км изнад Венериних низина. У рељефу Венере нема знакова глобалних гибања коре. Кора на Венери мора да је дебља него на Земљи. Површина садржи доста ударних метеорских кратера с промјером већим од 75 км. Велики кратери с промјером од 400 до 600 км и с централним узвишењима дубоки су само од 200 до 700 м. Њихова појава свједочи о великој старости површине. Неке велике кружне дубодолине наликују Мјесечевим морима. Мањак дубоких кратера и глаткоћа рељефа свједоче о учинковитости глобалне ерозије: ерозија гравитацијом (урушавањем), еолска ерозија (ерозија вјетром), топлинска и кемијска, а можда и геолошка. Дубљи кратери налазе се једино у брдским подручјима, али они нису већи од 160 км, што се обоје даде протумачити тиме да су планински масиви геолошки релативно млади. Мањак малих кратера свједочи да је Венеру добро штитила њезина густа атмосфера, од давних времена.
Због густе атмосфере већина метеорита јако успоре пад или потпуно изгоре, због чега на површини нема кратера мањих од 3 км у промјеру. Врло мален број кратера и површина покривена базалтом (око 90% површине) доказ су честих излијевања лаве. Снимци са свемирске летјелице Магеллан откривају велик број мањих вулкана (око 100 000), те стотињак великих.
Својства унутрашњости планета
Претпоставља се да је грађа Венера слична Земљи. Жељезна језгра заузима средиште планета и промјера је око 3 000 км. Изнад језгре налази се отопљени камени омотач који заузима већину волумена планета. Према новијим подацима добивеним са свемирске летјелице Магеллан, Венерина кора је дебља и чвршћа него што се раније претпостављало. Сматра се да Венера нема покретне тектонске плоче попут Земље, него да напрезања у омотачу у правилним размацима избацују лаву на површину. Због тога је већина површине настала недавно (прије неколико стотина милијуна година), док су најстарији дијелови стари око 800 милијуна година. Новија истраживања показују да је Венера вулкански активна у изолираним подручјима.
Магнетосфера
Венера нема магнетско поље, вјеројатно због споре ротације, недовољне да би растопљено жељезо у језгри планета произвело одговарајући учинак. Будући да нема магнетског поља, Сунчев вјетар дјелује изравно на горње слојеве Венерине атмосфере. Сматра се да је Венера имала велике количине воде, попут Земље, али се водена пара под утјецајем сунчева вјетра распала на водик и кисик. Док се кисик везао с другим атомима у спојеве, водик је, због мале молекуларне масе, лако напустио атмосферу. Пронађени удјел водикова изотопа деутерија подупире ову теорију (има већу масу и теже напушта атмосферу).
Путања или орбита
Путања Венере је готово кружна са ексцентрицитетом мањим од 0,007. Друга особитост је у спрези гибања Венере и Земље. Синодичка година (тропска година) Венере Сг сумјерљива је с њезиним Сунчевим даном (синодички дан): Сг = 5∙Сд. То значи да ће сваке доње (или сваке горње) коњукције Венера показивати Сунцу једну страну, а Земљи ону другу. Но показује се да Венера приликом сваке коњукције, и доње и горње, показује Земљи увијек исту страну. Да би се добио точнији увид у механизам тог сложеног гибања, одређује се увјетно "Земљин дан" Венере Зд. То би био период између два узастопна пролаза Земље одабраним меридијаном на Венери, када би Венера стајала умјесто Сунца, а Земља обилазила око ње. Зато што се Венера врти око своје оси супротно од окретања Земље око Сунца (револуције), кутна брзина привидног проласка Земље Венериним меридијаном зброј је кутне брзине Земљине револуције (ω = 2∙π/А) и сидеричке кутне брзине Венерине вртње (ωд= 2∙π/Пд):
Излази да је Зд = 146 дана. Међутим, Венера није на мјесту Сунца већ се гиба, па се путањом гиба и њена ос вртње. Стога одређени меридијан на Венери не мора сваких 146 дана показивати у смјеру Земље; показиват ће само ако се Венера види са Земље у смјеру са Сунцем, а то се догађа у тренуцима коњукција. I заиста, временско раздобље од половице или цијеле Венерине синодичке године, цијели је умножак "Земљиног дана": Сг = 4∙Зд. Венера и Земља нађу се на истом правцу са Сунцем сваких 2∙Зд (у доњој и горњој коњукцији).
Разлог синхронизације гибања је у међусобном плимном дјеловању Земље и Венере. Земља изазива плиме на Венери и мијења јој брзину вртње све до тренутка синхронизације, када плима губи кочећи учинак, односно када је учинак кочења вртње најмањи. Том појавом тумачи се необично дуг сидерички период вртње Венере. Улазећи у највећу близину или даљину од Земље, Венера у истом такту окреће Земљи и своје лице; Венерина вртња је синхронизирана са Земљином путањом око Сунца.
Вртња или ротација
Венера се споро ретроградно врти, то јест окреће се у смјеру од истока према западу, за разлику од већине осталих планета (ретроградну ротацију има још Уран). То значи да је смјер вртње (ротације) супротан смјеру окретања око Сунца (револуција). Није сасвим сигуран разлог ове појаве, а претпоставља се да је узрок судар с већим тијелом (могуће астероидом) у вријеме стварања планета. Осим ове појаве, периоди ротације Венере и њеног кретања око Сунца синкронизирани су тако да је Венера увијек окренута према Земљи истом страном у вријеме када су два планета најближи један другоме. То је резултат дјеловања плимних сила међу планетима.
Звјездано и Сунчево вријеме
Дужина Сунчева дана (синодички дан) налази се помоћу доњег израза (Никола Коперник), с тиме што је у случају Венере за звјездани дан (сидерички дан) потребно уврстити негативну вриједност.
гдје је: Сд - синодички дан унутарњег планета; Пд - сидерички дан унутарњег планета; Пг - синодичка година унутарњег планета.
Тада за Сунчев дан Венере излази - 116,8 дана, а смисао добивеног негативног предзнака је у томе што је смјер дневног гибања Сунца на Венерину обзору супротан смјеру на Земљи. Када би проматрач на Венери гледао у смјеру југа, видио би како Сунце излази на десној страни обзора (која је на Земљи запад), а залази на лијевој страни обзора (које је нама исток). Дан на Венери је око 2 пута краћи од њезине године.
Венерин пријелаз
Венерин пријелаз или Венерин транзит је пријелаз Венере испред Сунца и закривање дијела његова круга. Не догађа се сваки пут кад се Венера нађе између Земље и Сунца јер се равнине гибања Венере и Земље око Сунца разликују за 3.4°, па је Венера најчешће изнад или испод Сунчева диска. Појављује се 4 пута у 243 године и обично траје по неколико сати (пријелаз 2012. трајао је 6 сати и 40 минута): између прве и друге појаве размак је 8 година (с неколико дана разлике) између друге и треће појаве размак је 105,5 година, између треће и четврте опет 8 година, а до новога циклуса треба чекати 121,5 година.
Вријеме Венериног пријелаза 1631. предвидио је Јоханнес Кеплер; његове је прорачуне усавршио Јеремиах Хорроцкс, који је пријелаз мотрио 1639. методом пројекције, што и данас практицирају аматери. Пријелази нису потпуно видљиви с цијеле Земље, тј. пријелаз Венере не могу видјети проматрачи из оних дијелова Земље на којима је у вријеме пријелаза ноћ. Венерин је пријелаз кроз повијест био попраћен великом мобилизацијом знанственика и опреме и организирањем експедиција и међународних сурадњи како би се проматрао из различитих дијелова свијета. Руђер Бошковић је за британски Роyал Социетy судјеловао у организирању двију таквих експедиција (Истанбул 1761. и Калифорнија 1769.). Венерини пријелази послужили су за одређивање Сунчеве паралаксе, односно удаљености Земље од Сунца (према методи Едмонда Халлеyја), затим за процјену Венерина промјера, а при пријелазу 1761. Михаил Васиљевич Ломоносов запазио је Венерину атмосферу.
Прије првих прецизних кронометара, Венерин пријелаз проматрао се и ради одређивања мјеснога меридијана (земљописне дужине). Тако је и експедиција Јамеса Цоока с помоћу проматрања Венерина пријелаза 1769. прецизно одредила положај Тахитија.[3]
Remove ads
Хисторија људског истраживања
Венера је најсјајније небеско тијело на небу иза Сунца и Мјесеца. Из тог је разлога Венера човјеку позната од када је први пут уперио поглед у ноћно небо. Венера је према својим основним обиљежјима Земљина сестра близанка по димензијама и маси. Због тога су људи дуго времена вјеровали да се та сличност односи и на друге појаве. Замишљена је као Земља у младим, претхисторијским данима. Сунцу је ближа од Земље па због тога прима око два пута више његове енергије. Али сјајни облаци рефлектирају око три четвртине Сунчевог зрачења натраг у свемир, па се очекивало да температура на површини Венере није превише висока. Вјеровало се да је састав атмосфере и површински притисак сличан Земљином. Замишљали су је као млади свијет покривен оцеаном у којем буја претхисторијски живот. Све су се те претпоставке показале потпуно кривима. Дуго времена Венера је остала тајновита због густих облака који је прекривају. Све што се на њој може опазити је сјајни, потпуно једнолични облачни покров који скрива површину планета од наших погледа. Тек су прије двадесетак година фотографске технике снимања у ултраљубичастом дијелу спектра успјеле показати да тај облачни слој није потпуно једноличан. Прва мјерења површинске температуре изведена помоћу великих радио телескопа са Земље дала су толико велике износе, око 400 °Ц, да су знанственици помислили како се ради о неком непознатом учинку у Венериној ионосфери. Једноставно нису могли вјеровати да је површинска температура на Венери тако висока.
Древни Бабилонци су били први који су схватили да су астрономске појаве периодичне и који су примијенили математику за њихово предвиђање. Таблице из овог раздобља доказују кориштење математике на промјене у дужини равнодневице током Сунчеве године. Стољећа проматрања небеских појава су забиљежена у низовима глинених таблица с клинастим писмом, познатих као Енûма Ану Енлил. Најстарији сачувани значајни астрономски текст је таблица 63, Амисадукина Венерина таблица, која пописује прве и последње видљиве изласке Венере у раздобљу од око 21 године. То је најстарији доказ да су планетарне појаве препознате као понављајуће.
Венера показује Венерине мијене. Године 1790. установио је Јоханн Хиеронyмус Сцхрöтер да се тренутак када сумрачница (терминатор) дијели Венерин круг попола, не подудара с тренутком пролаза кроз највећу елонгацију, и то чак за више од дана. Када је мијена мања од половице, види се већом него што јест, а када је већа од половице, види се мањом. Чини се да том учинки придоносе психофизичке особине вида.
Атмосферу Венере открио је Михаил Васиљевич Ломоносов 1761. приликом њезина транзита (Венерин пријелаз), када је при додиру Сунчева круга угледао просвијетљену атмосферу, када је тај догађај требао да послужи одређивању Сунчеве паралаксе. Недуго прије потпуног преласка Венере на Сунчев круг, мало прије другог додира или контакта, између Сунчева руба и њезина тамна лика заостао је свијетао мост. Ломоносов је то свијетљење растумачио свјетлошћу Сунца, распршеним у Венериној атмосфери. Венерини пријелази не јављају се често. Посљедња три су била 1882., 2004., 2012. а затим ће бити 2117. и 2125.
Телескопским мотрењима нису се на Венерином кругу могле открити никакве сталне ознаке, иако је о њима било извјештавано. Видљиви су облачни слојеви који плове високо у атмосфери. Температура у тим слојевима од 235 до 240 К (од - 38 °Ц до - 33 °Ц) успјела се одредити 1923., мјерењем топлинског зрачења ноћне стране. Већ прије 1960. измјерено је кратковално радиовално зрачење (0.3 до 10 цм), које је указивало на температуре од 300 до 600 К (од + 27 °Ц до + 327 °Ц); данас знамо да су то температуре које заиста владају, али на разним висинама атмосфере. Године 1932. снимљен је апсорпцијски молекуларни спектар угљиковог диоксида; Венерин спектар те молекуле натјече се и данас с лабараторијским спектром. Успркос том налазу, владало је увјерење да је душик главни састојак атмосфере.
Након неуспјеха и различитих налаза у прошлим стољећима полако се расплиће загонетка Венерине вртње. Мјерења валне дуљине апсорпцијских линија (Допплеров учинак) указују на врло спору и ретроградну вртњу. То је било 1960. Радарски додири, започети 1958. показују најприје да је Венерино тло неравно, а 1961. постаје јасно да се Венера обрће спорије од свих планета. Радаром је установљена и брзина вртње, и величина чврстог тијела, и нагиб екватора према равнини стазе.
Потхвати астронаутичког доба имају од времена до времена велике потешкоће. Венера се показује неприступачном и одбојном. Свемирске летјелице које се на њу упућују морају најприје да издрже свемирске увјете (вакуум и струје енергетских честица као што је Сунчев вјетар), да би се затим претвориле у батискафе, јер је највиши тлак једнак тлаку који влада у Земљиним морима на дубини од 900 метара. На Венеру је у почетку упућено 18 совјетских и 5 америчких летјелица. Прва је лансирана Венера 1 (1961.) и она је крај планета прошла 100 000 км далеко. Први је успјешно окончан лет Маринера 2, који је крај Венере прошао 14. децембра 1962. на најмањој удаљености од 35 000 км (мјерни инструменти потврдили су високу површинску температуру). За вријеме лета установљена је температура тла 400 °Ц, па је трасирањем стазе летјелице одређена јакост гравитацијског поља и масе Венере. То је био први пролаз умјетног тијела крај неког планета. Прва свемирска летјелица која је за циљ имала Венеру је била руски Спутник 7 (1961.), али је завршила неуспјехом, као и неколико мисија након ње (1961.: Венера 1, 1962.: Маринер 1 и Спутник 23).
Прва успјешна мисија тадашњег Совјетског Савеза била је Венера 4 (1967.). Ова је летјелица испустила у атмосферу сонде с мјерним инструментима. Она је 18. листопада 1967., кочена падобраном, у току 94-минутног пада на тамну страну планета биљежила температуру, тлак и састав околине. Како је могла издржати тлак до 2 MПа, престала је дјеловати на висини од 27 км. Прошавши 19. листопада 1967. на само 4 000 км крај Венере, Маринер 5 испитивао је слојеве високе атмосфере. Серија летјелица Венера све се боље прилагођавала увјетима Венерине природе. Венера 5 и Венера 6 спуштале су се 1969., Венера 7 спустила се 15. просинца 1970. на ноћну страну планета и тамо дјеловала 23 минуте, а постала је прва свемирска летјелица која се меко спустила на други планет. Венера 8 дјеловала је 22. српња 1972. на тлу Венере 50 минута. Испитивала је расвјету атмосфере и радиоактивност тла. Сљедећи је похват учињен Маринером 10, који је 5. вељаче 1974. прошао крај Венере на удаљености 5 800 км и снимао је у ултраљубичастој свјетлости. Као круна истраживања Венере јављају се снимке које су учиниле Венера 9 и Венера 10 у непосредном додиру с тлом 23. и 25. листопада 1975. 4. просинца 1978. у путању око Венере стигао је Пионеер - Венус који је помоћу радара израдио мапу рељефа, искључујући притом подручја око полова. Једноставни покуси које су сонде направиле показали су да су стијене на Венери врло сличне онима на Земљи, да је површинска температура 455 °Ц, а атмосферски притисак одговара тлаку који на Земљи влада у морима на дубини од 900 м. Слике су показале да и на Венери постоје ерозијски процеси, што је доста изненадило знанственике. Вода, која је главни кривац за ерозију на Земљи, на Венери практички не постоји, поготово не у текућем стању. Ако претпоставимо да би то могла бити ерозија вјетра, и то морамо искључити јер је највећа брзина вјетра измјерена на површини Венере била свега око 15 км/х, што одговара лаганом повјетарцу. Летјелице Венера 15 и Венера 16 су 1983. до 1985. израдиле мапу управо подручја око сјеверног пола, с водоравним разлучивањем од 1 до 2 км, а окомитим од 50 м. Посљедња испитивања изведена су помоћу летјелица Вега 1 и Вега 2, 1985. (називи ових летјелица јесу кованице Венера - Галеј; Галеј је на руском Халлеy, јер су летјелице носиле мјерне инструменте који су испитивали Венеру, а затим се упутиле усусрет Халлеyјеву комету).
Америчка мисија Пионеер Венус састојала се од двије компоненте, орбитера и мултисонде, које су лансиране одвојено у свибњу и коловозу 1978. године. Мисија орбитера је, међу осталим, имала за циљ и радарско снимање рељефа, а трајала све до коловоза 1992. Мултисонда је на Венеру избацила 4 атмосферске сонде. Њихов пад кроз атмосферу трајао је око један сат, али су у том кратком времену сакупљени многи драгоцјени подаци. Једна од сонди је чак преживјела пад до површине одакле је слала податке још један сат прије него што се практички растопила. Од четири сонде, двије су ушле у атмосферу на ноћној страни и откриле једну врло интересантну појаву. На висини од око 11 км небо тиња црвенкастим сјајем који потјече од безбројних муња које непрестано бљескају. Инструменти су забиљежили и до 25 бљескова у секунди. Начин на који настају све те силне муње остао је необјашњен. Њихови одбљесци могли би бити тајанствено пепељасто свјетло које је више пута опажено телескопима са Земље на ноћној Венериној страни. Прве фотографије Венерине површине у боји снимио је ландер Венера 13. Совјетске летјелице Вега 1 и Вега 2 испустиле су 1984. године у Венерину атмосферу ландере и атмосферске балоне, те продужили у сусрет Халлеyјевом комету. Америчка летјелица Галилео је такођер, на свом путу према Јупитеру, посјетила Венеру. Америчка мисија Магеллан (1989. - 1994.) имала је за примарни циљ мапирање Венерине површине уз помоћ радара. Мапирано је 99% површине уз 300 м/пиксел резолуцију. Тренутно око Венере кружи летјелица Венус Еxпреесс која истражује њену атмосферу.
Remove ads
Референце
Вањске везе
Литература
Wikiwand - on
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Remove ads