Venus

Compus: ~96,5% dioxid de carbon (CO2 )
~3,5% azot (N2 ) 0,018% dioxid de sulf ( SO2 ) 0,007% argon (Ar) 0,003% abur ( H2O ) 0,0017% monoxid de carbon ( CO) 0,0012 % heliu He) 0,0007% neon (Ne) urme de acid clorhidric (HCl), acid fluorhidric (HF), krypton (Kr), xenon (Xe), etc.

Fișiere media la Wikimedia Commons

Informații în Wikidata ?

Venus este a doua cea mai îndepărtată de Soare și a șasea planetă ca mărime din sistemul solar , alături de Mercur , Pământ și Marte , aparținând familiei planetelor terestre . Numit după zeița romană antică a iubirii Venus [7] . După o serie de caracteristici – de exemplu, în ceea ce privește masa și dimensiunea – Venus este considerată „sora” Pământului [8] . Anul venusian este de 224,7 zile pământești. Are cea mai lungă perioadă de rotație în jurul axei sale (aproximativ 243 de zile pământești , în medie 243,0212 ± 0,00006 zile [9] ) dintre toate planetele sistemului solar și se rotește în direcția opusă direcției de rotație a majorității planetelor.

Venus nu are sateliți naturali . Este al treilea cel mai strălucitor obiect de pe cerul Pământului, după Soare și Lună . Planeta atinge o magnitudine aparentă de -4,6 m , deci este suficient de strălucitoare pentru a arunca umbre noaptea. Ocazional, Venus este vizibilă cu ochiul liber și în timpul zilei.

Venus are o atmosferă densă compusă din mai mult de 96% dioxid de carbon . Presiunea atmosferică de pe suprafața planetei este de 92 de ori mai mare decât cea de pe suprafața Pământului și este aproximativ egală cu presiunea apei la o adâncime de 900 de metri. Datorită presiunii ridicate, dioxidul de carbon din partea apropiată a suprafeței a atmosferei nu mai este un gaz, ci un fluid supercritic , astfel încât această parte a atmosferei este un ocean „semi-lichid-semi-gazos” de dioxid de carbon supercritic. . Temperatura medie a suprafeței lui Venus este de 735 K (462 °C), ceea ce o face cea mai fierbinte planetă din sistemul solar, chiar dacă Mercur este mai aproape de Soare. Venus este acoperită de un strat opac de nori de acid sulfuric foarte reflectorizați , care, printre altele, blochează suprafața planetei din vedere directă. Temperatura ridicată la suprafață se datorează efectului de seră .

Fiind unul dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe cer, Venus a devenit un element important în cultura umană. Aceasta este prima planetă pentru care a fost înregistrată mișcarea pe cer la începutul celui de-al doilea mileniu î.Hr. Fiind cea mai apropiată planetă de Pământ, Venus a fost o țintă principală pentru explorarea interplanetară timpurie . Este, de asemenea, prima planetă vizitată de nave spațiale (" Mariner 2 " în 1962) și a aterizat la suprafața ei (" Venera 7 " în 1970). Norii denși ai lui Venus fac imposibilă observarea suprafeței sale în lumină vizibilă, iar primele hărți detaliate ale suprafeței au apărut abia după sosirea navei spațiale Magellan în 1991. Au fost propuse planuri pentru utilizarea vehiculelor de teren , precum și pentru implementarea unor sarcini mai complexe, dar acestea sunt îngreunate de condițiile dure de pe suprafața lui Venus.

Informații generale

Distanța medie a lui Venus față de Soare este de 108 milioane km (0,723 UA ). Distanța de la Venus la Pământ variază de la 38 la 261 milioane km. Orbita sa este foarte aproape de circulară - excentricitatea este de numai 0,0067 . Perioada de revoluție în jurul Soarelui este de 224,7 zile pământești; viteza orbitală medie este de 35 km/s . Înclinarea orbitei față de planul eclipticii este de 3,4°. Venus este destul de aproape de Pământ ca mărime. Raza planetei este de 6051,8 km (95% din cea a Pământului), masa este de 4,87⋅10 24 kg (81,5% din cea a Pământului), densitatea medie este de 5,24 g/cm³. Accelerația de cădere liberă este de 8,87 m/s² , a doua viteză spațială este de 10,36 km/s [3] .

Venus este clasificată ca o planetă asemănătoare Pământului și uneori este denumită „sora Pământului” deoarece cele două planete sunt similare ca mărime și compoziție [10] . Cu toate acestea, condițiile de pe cele două planete sunt foarte diferite. Atmosfera lui Venus, cea mai densă dintre planetele asemănătoare Pământului, constă în principal din dioxid de carbon [10] . Suprafața planetei este complet ascunsă de nori de acid sulfuric , care sunt opaci la lumina vizibilă . Disputele despre ceea ce se află sub norii groși ai lui Venus au continuat până în secolul al XX-lea. În același timp, atmosfera lui Venus este transparentă undelor radio decimetrice , cu ajutorul cărora a fost studiat ulterior relieful planetei [11] :554 .

Presiunea atmosferică de pe suprafața lui Venus este de 92 de ori mai mare decât pe Pământ. Cartografierea detaliată a suprafeței lui Venus a fost efectuată în ultimii 22 de ani - în special, prin proiectul Magellan . Suprafața lui Venus prezintă semne clare de activitate vulcanică , iar atmosfera conține sulf . Există unele indicii că activitatea vulcanică pe Venus este încă în desfășurare [12] . Numărul surprinzător de scăzut de cratere de impact sugerează că suprafața lui Venus este relativ tânără: aproximativ 500 de milioane de ani. Nu există plăci tectonice pe Venus (probabil pentru că litosfera sa este prea vâscoasă și, prin urmare, nu este suficient de mobilă din cauza lipsei de apă ), dar există multe urme de mișcări tectonice la scară mai mică [13] [14] .

Venus se rotește în jurul axei sale, care este înclinată față de planul orbitei cu 177,36° [3] , motiv pentru care, privită de la polul ecliptic nordic , planeta se rotește de la est la vest, adică în direcția opusă față de sensul de rotație al majorității planetelor. Durata unei rotații în jurul axei este egală cu 243 de zile pământești [15] . Combinația acestor mișcări dă valoarea zilei solare de pe planetă 116,8 zile pământești. Venus face o revoluție în jurul axei sale față de Pământ în 146 de zile [com. 1] , iar perioada sinodică este de 584 de zile, adică exact de patru ori mai lungă [3] . Prin urmare, în fiecare conjuncție inferioară (adică în timpul celei mai apropiate apropieri de Pământ), Venus se confruntă cu Pământul cu aceeași parte. Nu se știe încă dacă aceasta este o coincidență sau dacă interacțiunea mareelor dintre Pământ și Venus este la lucru aici.

Venus în sistemul solar

Caracteristici astronomice

Venus este al treilea cel mai strălucitor obiect de pe cerul Pământului după Soare și Lună și atinge o magnitudine aparentă de -4,6 m [3] . Deoarece Venus este mai aproape de Soare decât Pământ, nu se mișcă niciodată mai mult de 47,8° față de Soare (pentru un observator al Pământului) [com. 2] [16] . Prin urmare, Venus este de obicei văzută cu puțin timp înainte de răsărit sau ceva timp după apus, numită în mod tradițional „steaua dimineții” și, respectiv, „steaua serii”.

Venus este ușor de recunoscut deoarece depășește cu mult cele mai strălucitoare stele în strălucire. O trăsătură distinctivă a planetei este culoarea sa uniformă albă. Venus, ca și Mercur , nu se retrage pe cer la o distanță mare de Soare. În momentele de alungire , Venus se poate îndepărta de steaua noastră cu maximum 47° [16] . Asemenea lui Mercur, Venus are perioade de vizibilitate dimineața și seara: în antichitate, se credea că „Venusele” de dimineață și de seară erau stele diferite [17] .

Cu un telescop , chiar și unul mic, se poate observa cu ușurință schimbarea fazei vizibile a discului planetei . A fost observat pentru prima dată în 1610 de Galileo [18] .

Tranzit pe discul Soarelui

Deoarece Venus este situată mai aproape de Soare decât de Pământ, este posibil să se observe tranzitul lui Venus pe discul Soarelui de pe Pământ. În acest caz, planeta apare ca un mic disc negru pe fundalul unui uriaș luminator. Cu toate acestea, acesta este un eveniment foarte rar: în decurs de aproximativ două secole și jumătate, au loc patru pasaje - două în decembrie și două în iunie. Ultima s-a petrecut pe 6 iunie 2012 [19] . Următorul pasaj va fi 11 decembrie 2117 [20] .

Pentru prima dată, trecerea lui Venus pe discul Soarelui a fost observată pe 4 decembrie 1639 de astronomul englez Jeremiah Horrocks (el a prezis și data fenomenului) și prietenul și colegul său William Crabtree . Observațiile le-au permis să-și rafineze estimarea dimensiunii lui Venus și să determine distanța de la Pământ la Soare cu cea mai bună acuratețe pentru timpul lor [21] .

Următorul pasaj a fost prezis pentru 6 iunie 1761 și a fost așteptat cu nerăbdare de astronomii din întreaga lume. Observarea sa din diferite puncte ale globului a fost necesară pentru a determina paralaxa , ceea ce a făcut posibilă clarificarea distanței de la Pământ la Soare conform metodei dezvoltate de astronomul englez Edmund Halley [22] .

Observațiile acestui pasaj au fost făcute la 40 de puncte cu participarea a 112 persoane. Pe teritoriul Rusiei, au fost organizate de Mihail Vasilevici Lomonosov . Rezultatul eforturilor sale a fost direcția expediției lui Nikita Ivanovici Popov la Irkutsk și Stepan Yakovlevich Rumovsky la Selenginsk . El a realizat, de asemenea, organizarea de observații cu participarea lui Andrei Dmitrievich Krasilnikov și Nikolai Gavrilovici Kurganov la Observatorul Academic din Sankt Petersburg, în ciuda lipsei de voință a directorului său Franz Aepinus de a permite oamenilor de știință ruși să observe. Sarcina observatorilor a fost să noteze cu exactitate timpul contactelor dintre Venus și Soare - contact vizual al marginilor discurilor lor [22] .

Lomonosov însuși, cel mai interesat de partea fizică a fenomenului, a efectuat observații independente la observatorul său de acasă. A acordat o atenție deosebită efectelor optice care însoțesc contactele și le-a descris în lucrarea „Fenomenul lui Venus pe Soare, observat la limba Sf. [23] .

Un efect a apărut cu puțin timp înainte de primul contact al discului lui Venus cu discul Soarelui: „... marginea solară a intrării dorite a devenit neclară și oarecum ascunsă” [24] . Efectul s-a repetat când Venus a coborât de pe discul solar: „... ultima atingere a marginii posterioare a lui Venus la Soare chiar la ieșire a fost, de asemenea, cu o oarecare separare și cu obscuritatea marginii solare”. Lomonosov însuși a atribuit acest efect intrării „atmosferei venusiane în regiunea solară” [25] , cu toate acestea, Alexander Ivanovich Lazarev în 1978 și-a exprimat opinia că cauza sa este reflectarea în oglindă a Soarelui din atmosfera lui Venus, care apare. la un unghi mic de privire [26] . Un alt efect a fost observat la început ca o „strălucire subțire, ca un păr”, care a apărut într-un moment apropiat de intrarea completă a lui Venus în discul Soarelui. Lui Lomonosov i s-a părut că aurora a separat partea discului lui Venus care nu intrase încă în Soare [24] , dar această impresie s-a dovedit a fi eronată (unii observatori au făcut o greșeală similară în timpul următoarelor treceri ale lui Venus peste Soare ). în 1874 şi 1882). O observare mai corectă a acestui efect a fost făcută la începutul convergenței lui Venus de discul solar [27] . Lomonosov a descris coșul care a apărut din interior când Venus s-a apropiat de marginea discului solar, „pe marginea Soarelui, care a devenit cu atât mai clar cu cât Venus s-a apropiat mai de spectacol” [25] . Acest efect a fost corect interpretat de Lomonosov ca o consecință a refracției luminii solare în atmosfera lui Venus, care nu este inferioară ca mărime atmosferei Pământului [28] [26] . Ulterior, a fost numit „ fenomenul Lomonosov ” [26] [29] .

Efectele optice care au însoțit momentele de contact dintre Venus și Soare au fost observate și în timpul trecerii anului 1761 de către alți observatori, în special, Stepan Rumovsky, Chappe d' Auteroche , Toburn Bergman . Totuși, Lomonosov a fost primul care le-a explicat cu siguranță prin prezența unei atmosfere dense lângă Venus [30] .

Sateliți

Venus, împreună cu Mercur, este o planetă fără sateliți naturali [31] .

În secolul al XIX-lea, a existat o ipoteză că în trecut satelitul lui Venus a fost Mercur, care a fost ulterior „pierdut” de acesta [32] . În 1976, Tom van Flandern și R. S. Harrington , folosind simulări numerice, au arătat că această ipoteză explică bine deviațiile mari ( excentricitatea ) ale orbitei lui Mercur, natura sa rezonantă a revoluției sale în jurul Soarelui și pierderea momentului unghiular atât pentru Mercur, cât și pentru Venus. De asemenea, explică dobândirea de către Venus a unei rotații opuse celei principale din Sistemul Solar, încălzirea suprafeței planetei și apariția unei atmosfere dense [33] [34] .

S-au făcut multe afirmații în trecut cu privire la observarea lunilor lui Venus , dar s-au dovedit întotdeauna a fi bazate pe eroare. Primele astfel de afirmații datează din secolul al XVII-lea . Doar în perioada de 120 de ani până în 1770, observarea Lunii a fost raportată de mai mult de 30 de ori, de cel puțin 20 de astronomi. Până în 1770, căutarea sateliților lui Venus aproape încetase - în principal datorită faptului că nu a fost posibil să se repete rezultatele observațiilor anterioare și, de asemenea, ca urmare a faptului că nu au fost găsite semne ale prezenței unui satelit atunci când observând tranzitul lui Venus pe discul Soarelui în 1761 și 1769 .

Venus (precum Marte și Pământ) are un cvasatelit , asteroidul 2002 VE 68 , care se învârte în jurul Soarelui în așa fel încât să existe o rezonanță orbitală între acesta și Venus , ca urmare a căreia rămâne aproape de planetă. pentru multe perioade de revoluție [35] .

Planetologie

Suprafața și structura internă

Explorarea suprafeței lui Venus a devenit posibilă odată cu dezvoltarea tehnicilor radar . Cea mai detaliată hartă a fost realizată de aparatul american Magellan , care a fotografiat 98% din suprafața planetei. Cartografierea a scos la iveală vaste suprafețe de pe Venus. Cele mai mari dintre ele sunt Țara Iștarului și Țara Afroditei , comparabile ca dimensiuni cu continentele pământului. Există relativ puține cratere de impact pe Venus. O parte semnificativă a suprafeței planetei este tânără din punct de vedere geologic (aproximativ 500 de milioane de ani). 90% din suprafața planetei este acoperită cu lavă bazaltică solidificată .

În 2009, a fost publicată o hartă a emisferei sudice a lui Venus, realizată folosind aparatul Venera Express . Pe baza datelor acestei hărți au apărut ipoteze cu privire la prezența oceanelor de apă și a unei activități tectonice puternice pe Venus în trecut [36] .

Au fost propuse mai multe modele ale structurii interne a lui Venus. Potrivit celor mai realiste dintre ele, pe Venus sunt trei scoici. Prima este o crustă de aproximativ 16 km grosime. Urmează mantaua, o înveliș de silicat care se extinde până la o adâncime de aproximativ 3300 km până la granița cu miezul de fier, a cărui masă este de aproximativ un sfert din întreaga masă a planetei. Deoarece nu există un câmp magnetic propriu al planetei, ar trebui să presupunem că nu există nicio mișcare a particulelor încărcate în miezul de fier - un curent electric care provoacă un câmp magnetic, prin urmare, nu există nicio mișcare a materiei în miez, că este, este în stare solidă. Densitatea în centrul planetei ajunge la 14 g/cm³.

Marea majoritate a detaliilor reliefului lui Venus poartă nume feminine, cu excepția celui mai înalt lanț muntos al planetei, situat pe Pământul Ishtar lângă platoul Lakshmi și numit după James Maxwell .

Relief

Radarul Pioneer-Venera-1 AMS în anii 1970 a fotografiat suprafața lui Venus cu o rezoluție de 150–200 km. AMS sovietic „ Venera-15 ” și „ Venera-16 ” în 1983-1984, cu ajutorul radarului, au cartografiat cea mai mare parte a emisferei nordice cu o rezoluție de 1-2 km, fotografiend pentru prima dată teserele și coroanele . Americanul „Magellan” din 1989 până în 1994 a produs o cartografiere mai detaliată (cu o rezoluție de 300 m) și aproape completă a suprafeței planetei. Pe ea au fost găsite mii de vulcani antici care aruncă lavă, sute de cratere, arahnoide și munți . Stratul superficial (scoarta) este foarte subtire; slăbit de căldură, împiedică slab izbucnirea lavei. Cele două continente venusiene - Țara Iștarului și Țara Afroditei - nu sunt mai mici decât Europa, fiecare ca suprafață, dar sunt ceva mai mari ca lungime decât canioanele Parnge , numite după stăpâna pădurii dintre neneți , care sunt cel mai mare detaliu al reliefului lui Venus. Ținuturile joase, similare cu depresiunile oceanice, ocupă doar o șesime din suprafața de pe Venus. Munții Maxwell de pe pământul Ishtar se ridică la 11 km deasupra nivelului mediu al suprafeței. Munții Maxwell și regiunile Alpha și Beta sunt singurele excepții de la regula de numire a IAU. Toate celelalte regiuni ale lui Venus primesc nume feminine, inclusiv cele rusești: pe hartă puteți găsi Ținutul Lada , Câmpia Snegurochka și Canionul Baba Yaga [37] .

Craterele de impact sunt un element rar al peisajului venusian: există doar aproximativ 1000 de ele pe întreaga planetă.În imaginea din dreapta este craterul Adyvar cu un diametru de aproximativ 30 km . Regiunea interioară este umplută cu roci topite solidificate. „Petalele” din jurul craterului sunt formate din roca zdrobită aruncată în timpul exploziei în timpul formării acestuia.

Caracteristicile nomenclaturii

Deoarece norii ascund suprafața lui Venus de observația vizuală, aceasta poate fi studiată doar prin metode radar . Primele hărți, destul de grosiere, ale lui Venus au fost realizate în anii 1960 pe baza radarului condus de pe Pământ. Detalii care sunt ușoare în raza radio, cu dimensiuni de sute și mii de kilometri, au primit simboluri, iar la acea vreme existau mai multe sisteme de astfel de denumiri care nu aveau circulație universală, dar erau folosite la nivel local de grupuri de oameni de știință. Unii au folosit literele alfabetului grecesc, alții - litere și numere latine, alții - cifre romane , a patra - denumire în onoarea unor oameni de știință celebri care au lucrat în domeniul ingineriei electrice și radio ( Gauss , Hertz , Popov ). Aceste denumiri (cu unele excepții) sunt acum în afara uzului științific, deși se găsesc încă în literatura modernă de astronomie [38] . Excepții sunt regiunea Alpha, regiunea Beta și Munții Maxwell , care au fost comparate și identificate cu succes cu datele rafinate obținute cu ajutorul radarului spațial [39] .

Prima hartă radar a unei părți a suprafeței Venusiene a fost realizată de US Geological Survey în 1980 . Pentru cartografiere, au fost folosite informațiile colectate de radiosonda Pioneer-Venera-1 (Pioner-12), care a funcționat pe orbită în jurul lui Venus din 1978 până în 1992.

Hărți ale emisferei nordice a planetei (o treime din suprafață) au fost întocmite în 1989 la scara 1:5.000.000 de către American Geological Survey și Institutul Sovietic de Geochimie și Chimie Analitică. V. I. Vernadsky . Au fost utilizate date de la radiosondele sovietice Venera-15 și Venera-16 . O hartă completă (cu excepția regiunilor polare de sud) și mai detaliată a suprafeței lui Venus a fost întocmită în 1997 la scara 1:10.000.000 și 1:50.000.000 de American Geological Survey . În acest caz, au fost utilizate date de la radiosonda Magellan [38] [ 39] .

Regulile pentru denumirea detaliilor reliefului lui Venus au fost aprobate la XIX Adunarea Generală a Uniunii Astronomice Internaționale din 1985 , după ce au rezumat rezultatele studiilor radar ale lui Venus de către stații interplanetare automate . S-a decis să se folosească numai nume feminine în nomenclatură (cu excepția celor trei excepții istorice date mai devreme) [38] :

Craterele mari ale lui Venus primesc nume în care sunt imortalizate numele femeilor celebre, iar craterelor mici li se dau nume feminine (adesea diminutiv). Exemple de mari : Akhmatova , Barsova , Barto , Volkov , Golubkina , Danilov , Dashkov , Ermolova , Efimova , Klenov , Mukhina , Obukhov , Orlova , Osipenko , Potanin , Rudnev , Ruslanova , Feets , . Exemple de mici: Anya, Gulnara, Gina, Jody, Isako, Katya, Olya, Sveta, Tanya, Hadicha, Esmeralda etc. [38] [39]

Formele de relief non-cratere ale lui Venus sunt numite în onoarea femeilor mitice, fabuloase și legendare: dealurilor li se dau nume de zeițe ale diferitelor popoare, depresiunile de relief sunt numite după alte personaje din diverse mitologii:

ținuturile și platourile poartă numele zeițelor iubirii și frumuseții; tessera - numită după zeițele destinului, fericirii și norocului; munții, domurile , zonele sunt numite cu numele diferitelor zeițe, uriașe, titanide; dealuri - cu numele zeițelor mării; margini - numele zeițelor vatrăi, coroane - numele zeițelor fertilității și agriculturii; creste - cu numele zeițelor cerului și personaje feminine asociate în mituri cu cerul și lumina;
brazdele și liniile poartă numele femeilor războinice, iar canioanele poartă numele unor personaje mitologice asociate cu lună, vânătoare și pădure [38] [39] .

Magnetosferă indusă

Magnetosfera indusă a lui Venus are o undă de șoc, un magnetoteac, o magnetopauză și o coadă magnetosferică cu o foaie de curent [41] [42] .

În punctul subsolar, unda de șoc se află la o altitudine de 1900 km (0,3 R v , unde R v este raza lui Venus). Această distanță a fost măsurată în 2007 în apropierea minimului de activitate solară [42] . Aproape de maximul său, această înălțime poate fi de câteva ori mai mică [41] . Magnetopauza este situată la o altitudine de 300 km [42] . Limita superioară a ionosferei ( ionopauză ) este situată aproape de 250 km. Între magnetopauză și ionopauză există o barieră magnetică - o întărire locală a câmpului magnetic, care nu permite plasmei solare să pătrundă adânc în atmosfera lui Venus, cel puțin în apropierea minimului de activitate solară. Valoarea câmpului magnetic din barieră ajunge la 40 nT [42] . Coada magnetosferei se întinde pe o distanță de până la zece raze ale planetei. Aceasta este cea mai activă parte a magnetosferei Venusiene - aici au loc reconectarea liniilor de câmp și accelerarea particulelor. Energia electronilor și ionilor din magnetotail este de aproximativ 100 eV , respectiv 1000 eV [43] .

Datorită slăbiciunii câmpului magnetic propriu al lui Venus, vântul solar pătrunde adânc în exosfera sa , ceea ce duce la pierderi mici ale atmosferei [44] . Pierderile apar în principal prin magnetotail. În prezent, principalele tipuri de ioni care părăsesc atmosfera sunt O + , H + și He + . Raportul dintre ionii de hidrogen și oxigen este de aproximativ 2 (adică aproape stoechiometric ), indicând o pierdere continuă de apă [43] .

Atmosferă

Atmosfera lui Venus este formată în principal din dioxid de carbon (96,5%) și azot (3,5%). Conținutul altor gaze este foarte scăzut: dioxid de sulf - 0,018%, argon - 0,007%, vapori de apă - 0,003%, restul componentelor - și mai puțin [6] . În 2011, oamenii de știință care lucrau cu aparatul Venus Express au descoperit un strat de ozon pe Venus [45] , care se află la o altitudine de 100 de kilometri [45] . Pentru comparație, stratul de ozon al Pământului este situat la o altitudine de 15-20 de kilometri, iar concentrația de ozon în el este cu câteva ordine de mărime mai mare.

Structura

Următoarele cochilii se disting în structura atmosferei lui Venus [46] :

exosfera - limita superioară a atmosferei, învelișul exterior al planetei la o altitudine de 220-350 km;
termosfera - situata la granita intre 120 si 220 km;
mezopauza - situata intre 95 si 120 km;
mezosfera superioară - la limita între 73-95 km;
mezosfera inferioară , la limita între 62–73 km;
tropopauza - situată la graniță puțin peste 50 și puțin sub 65 km; regiunea în care condițiile sunt cele mai asemănătoare cu cele din apropierea suprafeței Pământului
Troposfera este cea mai densă parte a atmosferei lui Venus, cea mai joasă parte a cărei suprafață este un ocean „semi-lichid-semi-gazos” de dioxid de carbon supercritic (adică CO 2 care se află în stare agregată a unui fluid supercritic datorită presiunii și temperaturii ridicate).

Termosfera este o învelișă rarefiată și puternic ionizată a atmosferei. La fel ca termosfera Pământului, termosfera lui Venus se caracterizează prin diferențe semnificative de temperatură. Temperatura părții de noapte a termosferei atinge 100 K (−173 °C). În timpul zilei, temperatura crește la 300–400 K (de la 27 la 127°C) [47] .

Mezosfera lui Venus este situată la altitudini cuprinse între 65 și 120 km [46] . În mezosfera lui Venus se pot distinge două niveluri:

superior ( 73-95 km );
mai jos (62-73 km) [46] .

În nivelul superior al mezosferei la o altitudine de 95 km, temperatura este de aproximativ 165 K (−108 °C).

În nivelul inferior al mezosferei, temperatura este aproape constantă la 230 K (−43 °C). Acest nivel coincide cu limita superioară a norilor [47] .

Tropopauza , limita dintre troposferă și mezosferă, este situată în regiunea puțin peste 50 și puțin sub 65 km [46] . Conform datelor sondelor sovietice (de la Venera-4 la Venera-14 ) și ale americanului Pioneer-Venera-2 , regiunea stratului atmosferic din regiunea de la 52,5 la 54 km are o temperatură cuprinsă între 293 K (+20 °C ) și 310 K (+37 °C), iar la o altitudine de 49,5 km presiunea devine aceeași ca pe Pământ la nivelul mării [46] [48] .

Troposfera începe la suprafața planetei și se extinde până la 65 km. Vânturile din apropierea suprafeței fierbinți sunt slabe [49] , însă, în partea superioară a troposferei, temperatura și presiunea scad la valorile Pământului, iar viteza vântului crește la 100 m/s [46] [50] .

Densitatea atmosferei la suprafață este de 67 kg/m3 , adică 6,5% din densitatea apei lichide de pe Pământ [49] . Presiunea atmosferică de pe suprafața lui Venus este de aproximativ 90 de bari, ceea ce este egal cu presiunea de la o adâncime de aproximativ 910 de metri sub apă pe Pământ. La o presiune atât de mare, dioxidul de carbon (al cărui punct critic este 31 ° C, 73,8 bar) nu mai este un gaz în starea sa de agregare, ci un fluid supercritic . Astfel, cei 5 km inferiori ai troposferei sunt un ocean de CO 2 semi-lichid-semi-gaz fierbinte . Temperatura aici este de 740 K (467 °C) [14] . Aceasta este mai mult decât temperatura de suprafață a lui Mercur , care este de două ori mai aproape de Soare. Motivul pentru astfel de temperaturi ridicate pe Venus este efectul de seră creat de dioxidul de carbon și norii groși acizi. În ciuda rotației lente a planetei, diferența de temperatură între părțile de zi și de noapte ale planetei (precum și între ecuator și poli) este de aproximativ 1-2 K - inerția termică a troposferei este atât de mare [14] .

Fenomene atmosferice Vânturi

Un angajat al Institutului de Cercetare a Sistemului Solar al Societății Max Planck (Germania) Dmitry Titov [51] a vorbit despre problemele nerezolvate legate de atmosfera planetei :

Aproape toată atmosfera sa este implicată într-un uragan uriaș: se rotește în jurul planetei cu o viteză care atinge 120-140 de metri pe secundă (432-504 km/h) în vârful norilor. Încă nu înțelegem deloc cum se întâmplă acest lucru și ce susține această mișcare cea mai puternică. Un alt exemplu: se știe că principalul gaz care conține sulf de pe Venus este dioxidul de sulf. Dar când începem să modelăm chimia atmosferică pe un computer, se dovedește că dioxidul de sulf trebuie să fie „mâncat” de suprafață într-un timp geologic scurt. Acest gaz ar trebui să dispară dacă nu există o reaprovizionare constantă. Este de obicei atribuită activității vulcanice.

Vânturile superrotaționale fac ca atmosfera lui Venus să facă o revoluție completă în 4 zile pământești [52] [53] . Pe partea de noapte, în atmosfera superioară a lui Venus, sonda Venus Express a detectat unde staționare [54] [55] .

Norii și efectul de seră

Invelisul noros este situat la altitudini de aproximativ 48-65 km . Norii lui Venus sunt destul de denși și constau din dioxid de sulf și picături de acid sulfuric [56] . Există indicii ale prezenței altor substanțe acolo [6] . În special, se știe că particulele de nor conțin clor. Nuanța lor gălbuie se poate datora amestecului de sulf sau clorură ferică [14] .

Grosimea acoperirii norilor este de așa natură încât doar o parte nesemnificativă din lumina soarelui ajunge la suprafață, iar în timp ce Soarele se află la zenit, nivelul de iluminare este de doar 1000-3000 de lux [57] . Pentru comparație, pe Pământ într-o zi înnorată, iluminarea este de 1000 de lux, iar într-o zi senină și însorită la umbră - 10-25 mii de lux [58] . Umiditatea la suprafață este mai mică de 0,1% [59] . Datorită densității mari și reflectivității norilor, cantitatea totală de energie solară primită de planetă este mai mică decât cea a Pământului.

Norii groși fac imposibilă vederea suprafeței în lumină vizibilă . Ele sunt transparente doar în domeniul radio și al microundelor , precum și în anumite zone din regiunea infraroșu apropiat [60] .

În timpul zborului Galileo al lui Venus, a fost făcut un sondaj cu spectrometrul în infraroșu NIMS și s-a dovedit brusc că la lungimi de undă de 1,02, 1,1 și 1,18 microni, semnalul se corelează cu topografia suprafeței, adică există „ferestre. ” pentru frecvențele corespunzătoare prin care este vizibilă suprafața lui Venus.

În lumina ultravioletă, acoperirea norilor apare ca un mozaic de benzi deschise și întunecate, alungite la un unghi ușor față de ecuator. Observațiile lor arată că acoperirea norilor se rotește de la est la vest cu o perioadă de 4 zile (vânturile bat cu o viteză de 100 m/s la nivelul învelișului de nori ).

Oceanul de dioxid de carbon și norii denși de acid sulfuric creează un puternic efect de seră lângă suprafața planetei. Ei fac ca suprafața lui Venus să fie cea mai fierbinte din sistemul solar, deși Venus este situată de două ori mai departe de Soare și primește de patru ori mai puțină energie pe unitate de suprafață decât Mercur . Temperatura medie a suprafeței sale este de 740 K [6] (467 °C). Acesta este peste punctul de topire al plumbului ( 600 K , 327 °C), staniului ( 505 K , 232 °C) și zincului ( 693 K , 420 °C). Datorită troposferei dense, diferența de temperatură dintre partea zi și noapte este nesemnificativă, deși zilele solare pe Venus sunt foarte lungi: de 116,8 ori mai lungi decât cele ale Pământului [49] .

Furtuni și fulgere

Observațiile de la stațiile spațiale robotizate au înregistrat activitate electrică în atmosfera lui Venus, care poate fi descrisă ca furtuni și fulgere . Pentru prima dată, aceste fenomene au fost detectate de aparatul Venera-2 ca interferență în transmisia radio. Blițurile în intervalul optic , probabil că sunt fulgere, au fost înregistrate de stațiile Venera-9 și -10 și de sondele cu baloane Vega-1 și -2 . Amplificările anormale ale câmpului electromagnetic și ale impulsurilor radio, posibil cauzate și de fulgere, au fost detectate de către Pioneer-Venus AIS și vehiculele de coborâre Venera-11 și -12 [61] , iar în 2006 aparatul Venera-Express a fost detectat în atmosferă. Heliconuri Venus , interpretate ca rezultat al fulgerelor. Neregularitatea exploziilor lor seamănă cu natura activității meteorologice. Intensitatea fulgerului este de cel puțin jumătate din cea a pământului [62] .

Potrivit oamenilor de știință, norii lui Venus sunt capabili să creeze fulgere după același principiu ca și norii de pe Pământ [62] . Dar fulgerul lui Venus este remarcabil prin faptul că, spre deosebire de fulgerul lui Jupiter , Saturn și (în majoritatea cazurilor) Pământului, ele nu sunt asociate cu norii de apă. Ele își au originea în nori de acid sulfuric [63] .

Ploaie

Se presupune că, în straturile superioare ale troposferei lui Venus, din când în când plouă acid sulfuric care, din cauza temperaturii ridicate din straturile inferioare ale atmosferei, se evaporă înainte de a ajunge la suprafață (acest fenomen se numește virga ) [64] .

Clima

Calculele arată că, în absența efectului de seră, temperatura maximă a suprafeței lui Venus nu ar depăși 80 ° C.[ specificați ] . În realitate, temperatura de pe suprafața lui Venus (la nivelul razei medii a planetei) este de aproximativ 750 K (477 °C), iar fluctuațiile sale zilnice sunt nesemnificative. Presiunea este de aproximativ 92 atm, densitatea gazului este cu aproape două ordine de mărime mai mare decât în atmosfera Pământului . Stabilirea acestor fapte i-a dezamăgit pe mulți cercetători care credeau că pe această planetă, atât de asemănătoare cu a noastră, condițiile sunt apropiate de cele de pe Pământ în perioada Carboniferului și, prin urmare, poate exista o biosferă similară acolo . Primele măsurători de temperatură păreau să justifice astfel de speranțe, dar perfecționările (în special, cu ajutorul vehiculelor de coborâre) au arătat că din cauza efectului de seră de lângă suprafața lui Venus, orice posibilitate de existență a apei lichide este exclusă.

Acest efect în atmosfera planetei, care duce la o încălzire puternică a suprafeței, este creat de dioxidul de carbon și vaporii de apă , care absorb intens razele infraroșii (termice) emise de suprafața încălzită a lui Venus. Temperatura și presiunea scad inițial odată cu creșterea altitudinii. Temperatura minimă, 150–170 K (−125…–105 °C), a fost determinată la o altitudine de 60–80 km [65] , iar pe măsură ce temperatura crește și mai mult, ajungând la 310–345 K (35–70 °C ). ) [66] .

Vântul, care este foarte slab lângă suprafața planetei (nu mai mult de 1 m/s ), crește până la 150-300 m/s în regiunea ecuatorială la o altitudine de peste 50 km .

În antichitate, se crede că Venus a devenit atât de fierbinte încât oceanele asemănătoare Pământului despre care se crede că s-au evaporat complet, lăsând în urmă un peisaj deșert cu multe roci asemănătoare plăcilor. O ipoteză sugerează că, din cauza slăbiciunii câmpului magnetic, vaporii de apă (divizați de radiația solară în elemente) au fost transportați de vântul solar în spațiul interplanetar. S-a stabilit că atmosfera planetei încă pierde hidrogen și oxigen într-un raport de 2:1 [67] .

Câmp magnetic

Câmpul magnetic intrinsec al lui Venus este foarte slab [41] [42] . Motivul pentru aceasta nu a fost stabilit, dar este probabil legat de rotația lentă a planetei sau de lipsa convecției în mantaua acesteia . În consecință, Venus are doar o magnetosferă indusă formată din particule ionizate de vânt solar [41] . Acest proces poate fi reprezentat ca linii de forță care curg în jurul unui obstacol - în acest caz, Venus.

Istoriografie

Cercetare cu telescoape optice

Primele observații ale lui Venus cu un telescop optic au fost făcute de Galileo Galilei în 1610 [18] . Galileo a descoperit că Venus își schimbă fazele. Pe de o parte, acest lucru a dovedit că strălucește cu lumina reflectată a Soarelui (despre care nu a existat claritate în astronomia perioadei precedente). Pe de altă parte, ordinea schimbării fazei corespundea sistemului heliocentric: în teoria lui Ptolemeu , Venus, ca planetă „inferioară”, era întotdeauna mai aproape de Pământ decât de Soare, iar „Venus plin” era imposibil.

În 1639, astronomul englez Jeremy Horrocks a observat pentru prima dată tranzitul lui Venus pe discul solar [68] .

Atmosfera de pe Venus a fost descoperită de M. V. Lomonosov în timpul trecerii lui Venus peste discul Soarelui la 6 iunie 1761 (după noul stil) [69] .

Explorarea spațiului

Venus a fost explorată intens de navele spațiale sovietice și americane în anii 1960-1980. Primul aparat destinat studierii lui Venus a fost sovieticul Venera-1 , lansat la 12 februarie 1961 ; această încercare nu a avut succes. După aceea, dispozitivele sovietice din seria Venera și Vega , American Mariner , Pioneer-Venera-1 și Pioneer-Venera-2 au fost trimise pe planetă . În 1975, sondele spațiale Venera -9 și Venera-10 au transmis primele fotografii ale suprafeței lui Venus către Pământ; în 1982, Venera 13 și Venera 14 au transmis imagini color de pe suprafața lui Venus [comm. 3] . Cu toate acestea, condițiile de pe suprafața lui Venus sunt de așa natură încât niciuna dintre navele spațiale nu a funcționat pe planetă mai mult de două ore.

Începând cu anii 1990, interesul pentru cercetarea asupra lui Venus a scăzut oarecum, mai ales în comparație cu Marte. În ultimii 30 de ani, la Venus au lucrat doar 3 nave spațiale (față de 15 marțiane): americanul Magellan (1989-1994), european Venus Express (2006-2014) și japoneză Akatsuki (din 2015). În plus, Venus este folosită în mod regulat pentru manevre gravitaționale în drum spre alte corpuri din Sistemul Solar, atât interne, cât și externe. În special, nava spațială americană Galileo (în 1989 în drum spre Jupiter), Cassini (în 1997 în drum spre Saturn), Messenger (în 2006 și 2007 în drum spre Mercur) și sonda solară Parker (în 2018 și 2019 ). ). Acesta din urmă va efectua astfel de survolări în mod regulat timp de câțiva ani. În plus, în viitorul apropiat, manevrele gravitaționale în apropierea lui Venus cu cercetări asociate vor fi efectuate de satelitul european-japonez Mercur BepiColombo (a efectuat deja un zbor al lui Venus în octombrie 2020, altul este planificat pentru august 2021) și european solar Solar Orbiter (lansat pe 10 februarie 2020 [ 70] , sunt planificate zboruri regulate ale lui Venus pentru a crește înclinarea orbitei în raport cu ecliptica).

În prezent, interesul pentru Venus există și mai multe agenții spațiale dezvoltă proiecte pentru nave spațiale Venusiene. De exemplu, Roskosmos dezvoltă programul Venera-D cu un lander [71] , India dezvoltă orbiterul Shukrayaan-1 [72] , NASA dezvoltă proiectele DAVINCI+ și VERITAS [73] , ESA dezvoltă nava spațială EnVision [74 ] . Toate aceste proiecte sunt în faze incipiente de dezvoltare, datele lor de implementare nu sunt mai devreme de sfârșitul anilor 2020.

Cronologie

Lista lansărilor de succes ale navelor spațiale care au transmis informații despre Venus [75] [76] :

Țară sau agenție spațială	Nume	lansa	Notă
URSS	Venera-1	12 februarie 1961	Primul zbor al lui Venus. Din cauza pierderii comunicării, programul științific nu a fost finalizat
STATELE UNITE ALE AMERICII	Mariner-2	27 august 1962	span. Colectarea de informații științifice
URSS	Sonda-1	2 aprilie 1964
URSS	Venera-2	12 noiembrie 1965
URSS	Venera-3	16 noiembrie 1965	Ajungând la Venus. Colectarea de informații științifice
URSS	Venera-4	12 iunie 1967	Cercetare atmosferică și încercare de a ajunge la suprafață (aparatul este zdrobit de presiune, despre care nu se știa nimic până acum)
STATELE UNITE ALE AMERICII	Mariner-5	14 iunie 1967	Survol în scopul cercetării atmosferice
URSS	Venera-5	5 ianuarie 1969	Coborâre în atmosferă, determinarea compoziției sale chimice
URSS	Venera-6	10 ianuarie 1969
URSS	Venera-7	17 august 1970	Prima aterizare moale pe suprafața planetei. Colectarea de informații științifice
URSS	Venera-8	27 martie 1972	Aterizare lină. Probe de sol.
STATELE UNITE ALE AMERICII	Mariner-10	4 noiembrie 1973	Zbor spre Mercur, cercetare științifică
URSS	Venera-9	8 iunie 1975	Aterizare moale a modulului și satelitul artificial al lui Venus. Primele fotografii alb-negru ale suprafeței.
URSS	Venera-10	14 iunie 1975	Aterizare moale a modulului și satelitul artificial al lui Venus. Fotografii alb-negru ale suprafeței.
STATELE UNITE ALE AMERICII	Pionierul-Venus-1	20 mai 1978	Satelit artificial, radar de suprafață
STATELE UNITE ALE AMERICII	Pionierul-Venus-2	8 august 1978	Reintrare în atmosferă, cercetare științifică
URSS	Venera-11	9 septembrie 1978	Aterizare moale a modulului, zborul dispozitivului
URSS	Venera-12	14 septembrie 1978	Aterizare moale a modulului, zborul dispozitivului
URSS	Venera-13	30 octombrie 1981	Aterizare moale a modulului. Prima înregistrare a sunetului la suprafață, forarea solului și studiul de la distanță al compoziției sale chimice, prima transmitere a unei imagini panoramice color
URSS	Venera-14	4 noiembrie 1981	Aterizare moale a modulului. Forarea solului și studiul de la distanță al compoziției sale chimice, transmiterea unei imagini panoramice color
URSS	Venera-15	2 iunie 1983	Satelitul artificial al lui Venus, radar
URSS	Venera-16	7 iunie 1983	Satelitul artificial al lui Venus, radar
URSS	Vega-1	15 decembrie 1984	Studiul atmosferei cu o sondă cu balon, forarea solului și studiul de la distanță al compoziției sale chimice, zborul aparatului către cometa Halley
URSS	Vega-2	21 decembrie 1984
STATELE UNITE ALE AMERICII	Magellan	4 mai 1989	Satelit artificial al lui Venus, radar detaliat
STATELE UNITE ALE AMERICII	Galileo	18 octombrie 1989	Zburare în drum spre Jupiter, cercetare științifică
STATELE UNITE ALE AMERICII	Cassini-Huygens	15 octombrie 1997	Trecând pe lângă Saturn
STATELE UNITE ALE AMERICII	Mesager	3 august 2004	Zburare în drum spre Mercur, fotografie de departe
ESA	Venus Express	9 noiembrie 2005	Satelitul artificial al lui Venus, radarul de la polul sud
Japonia	Akatsuki	21 mai 2010	Cercetarea atmosferică. O încercare de a orbita Venus în 2010 s-a încheiat cu un eșec. După o a doua încercare pe 7 decembrie 2015, dispozitivul a reușit să intre cu succes pe o anumită orbită.
STATELE UNITE ALE AMERICII	Parker	12 august 2018	Mai multe manevre gravitaționale pentru reducerea periheliului, studiu incidental al undei de șoc a magnetosferei

În cultură

Venus ocupă locul al doilea între planetele sistemului solar după Marte în rolul pe care îl joacă în literatură și în alte genuri de artă [77] [78] [79] .

În prima jumătate/mijlocul secolului al XX-lea, condițiile de pe suprafața lui Venus nu erau încă cunoscute nici măcar aproximativ. Imposibilitatea de a observa suprafața planetei, acoperită constant de nori, cu un telescop optic a lăsat loc imaginației scriitorilor și regizorilor. Chiar și mulți oameni de știință din acea vreme, pe baza proximității generale a parametrilor principali ai lui Venus și ai Pământului, credeau că condițiile de pe suprafața planetei ar trebui să fie suficient de aproape de pământ. Având în vedere distanța mai mică până la Soare, s-a presupus că va fi considerabil mai cald pe Venus, dar s-a crezut că acolo ar putea exista apă lichidă și, prin urmare, o biosferă - poate chiar și cu animale mai înalte. În acest sens, în cultura populară, a existat ideea că lumea lui Venus este un analog al „ erei mezozoice ” a Pământului - o lume tropicală umedă locuită de șopârle uriașe [77] .

În a doua jumătate a secolului al XX-lea, când primul AMS a ajuns la Venus, s-a dovedit că aceste idei erau în contradicție izbitoare cu realitatea. S-a stabilit că condițiile de pe suprafața lui Venus exclud nu numai posibilitatea existenței unei vieți asemănătoare Pământului, ci chiar prezintă dificultăți serioase pentru funcționarea roboților automati din titan și oțel [77] .

Venus în mitologie

În vremurile presemitice

În vremurile presemitice , termenul ˈa s̱tar [80] desemna planeta Venus în unul din cele două aspecte, transmise, respectiv, ca ˈA s̱tar ( stea dimineții, personaj masculin) și ˈA s̱tar ( stea serii, personaj feminin) [81] (link indisponibil) . Din acest termen provine numele zeiței akkadiene Ishtar .

În Babilon

Astronomii babilonieni au acordat o mare atenție planetei Venus.

În textele cuneiforme astronomice se numea Dilbat [82] (opțiuni: Dilbat [83] , Dili-pat [84] ) și a fost comparat cu zeița Ishtar [85] .

De asemenea, a fost folosit și epitetul Nin-dar-anna , „doamnă a cerului” [86] , sumerian. NIN.DAR.AN.NA „regina strălucitoare a cerului” [87] .

Există referiri la denumirea lui Venus ca Meni sau Militta [88] .

În textele perioadei târzii, ea, împreună cu Luna și Soarele , constituie o triadă . Potrivit unor presupuneri, astronomii babilonieni știau că în perioada de mare strălucire după sau înainte de conjuncția inferioară, Venus pare a fi o seceră [85] . Potrivit acestei versiuni, astronomii babilonieni i-au acordat atât de multă atenție lui Venus tocmai din cauza acestei trăsături, deoarece această trăsătură a făcut-o sora Lunii. Prin urmare, în interesul cultelor antice, astronomii babilonieni au observat cu atenție Venus, iar în perioada târzie (1500-1000 î.Hr.) chiar au încercat să folosească amploarea perioadelor dispariției și apariției sale pentru predicții astrologice [89] .

În Grecia antică

În funcție de școala filozofică, în cultura greacă antică, se pot distinge două idei principale despre planete - ca obiect material al naturii (un corp ceresc fixat pe sfera cerească), sau ca personalitate a unei zeități. Astfel, planeta Venus a fost reprezentată în cultura greacă antică fie ca luminare, fie ca zeitate [90] [91] [92] [93] [94] [95] .

Potrivit lui Cicero , grecii antici au numit steaua dimineții Fosfor ( greaca veche Φωσφόρος - „purtător de lumină”) când a răsărit înaintea Soarelui și Eosfor ( greacă veche ἑωσφόρος - „purtător de lumină”) când a răsărit după el [96] . În antichitate, era considerată planete diferite. Când s-a stabilit că stelele de seară și cele de dimineață sunt același luminator (după Pliniu , această descoperire i-a aparținut lui Pitagora , după alte surse - lui Parmenide [97] ), Fosfor a fost identificat cu Hesperus ( alt grecesc Ἓσπερος ; Seara [98] ] ) [97] - Venus, observată ca Steaua Serii.

În Roma antică

În vechiul tratat „Astronomie”, a cărui autoritate este atribuită lui Julius Gigin [comm. 4] , Venus este numită steaua lui Juno , la fel ca Lucifer și Hesperus , și se subliniază în mod special faptul că ambele aceste nume aparțin aceleiași planete [100] .

Maya

Venus a fost obiectul astronomic cu cea mai mare prioritate pentru astronomii civilizației Maya . Calendarul ei poate fi găsit pe filele 24-29 din Codul Dresda [101] . Ei au numit planeta Noh Ek – „Marele Steaua”, sau Shush Ek – „Steaua Viespei” [102] . Ei credeau că Venus îl personifica pe zeul Kukulkan (cunoscut și ca Gukumatz sau Quetzalcoatl în alte părți ale Americii Centrale antice). Manuscrisele mayașe descriu întregul ciclu al mișcărilor lui Venus [103] .

Ocultism

În ocultism , Venus este asociată cu sephirah Netzach. (Vezi și seria caldeană ) [104] .

Vezi și

Note

Comentarii

↑ Viteza unghiulară a circulației Pământului este de 0,986 grade/zi, iar rotația lui Venus este de 1,481 grade/zi. Viteza unghiulară finală este de 2,467 grade/zi. Sau cifra de afaceri - 145,92 zile.
↑ Dacă dintr-un punct al cercului exterior este trasă o tangentă la cercul interior, atunci r / R \u003d sin (a), unde a este unghiul dintre tangenta la cercul mic și linia care trece prin acest punct și centrul ambelor cercuri. Periheliul pământului este de 147.098 mii km, afeliul lui Venus este de 108.942 mii km. Din aceasta rezultă că unghiul maxim posibil dintre Soare și Venus este egal cu arsin(108 942/147 098)=47,8°
↑ Panoramele suprafeței lui Venus luate de către aterizatorii sovietici și prelucrate folosind metode moderne de Don Mitchell sunt aici Arhivate 27 septembrie 2010 la Wayback Machine .
↑ Despre autor se știe doar numele, care poate să nu fie real. Identificarea autorului „Astronomiei” cu Gaius Julius Gigin , Gigin Gromatik (topograf) sau autorul cu același nume al colecției antice „Fables” ( lat. Fabulae ) este îndoielnică [99] .

Surse

↑ David R. Williams. Fișă informativă Venus . NASA (27 septembrie 2018). Preluat la 16 iulie 2020. Arhivat din original la 11 mai 2018.
↑ 1 2 3 Archinal, BA; A'Hearn, M.F.; Bowell, E. şi colab. Raport al Grupului de lucru al IAU privind coordonatele cartografice și elementele de rotație: 2009 // Mecanica cerească și astronomie dinamică : jurnal . - Springer Nature , 2011. - Vol. 109 , nr. 2 . - P. 101-135 . - doi : 10.1007/s10569-010-9320-4 . - Cod . Arhivat din original pe 7 septembrie 2015. ( Erratum (link indisponibil) . Arhivat din original pe 7 septembrie 2015. (nedefinit) , )
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Williams, David R. Fișă informativă Venus . NASA (29 februarie 2016). Preluat la 10 martie 2016. Arhivat din original la 10 martie 2016. (nedefinit)
↑ Mueller, N.T.; Helbert, J.; Erard, S.; Piccioni, G.; Drossart, P. Perioada de rotație a lui Venus estimată din imaginile Venus Express VIRTIS și altimetria Magellan // Icarus : journal. — Elsevier , 2012. — Vol. 217 , nr. 2 . - P. 474-483 . - doi : 10.1016/j.icarus.2011.09.026 . - Cod .
↑ Subiecte spațiale: Comparați planetele: Mercur, Venus, Pământ, Luna și Marte (link nu este disponibil) . societate planetară. Consultat la 12 aprilie 2007. Arhivat din original pe 21 august 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 Taylor FW, Hunten DM Venus: atmosfera // Enciclopedia Sistemului Solar / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - P. 305–322. — 1336 p. — ISBN 9780124160347 .
↑ Venus . _ — articol din Encyclopædia Britannica Online . Preluat: 26 iulie 2019.
↑ Galkin I. N. Seismologie extraterestră. — M .: Nauka , 1988. — S. 165. — 195 p. — ( Planeta Pământ și Universul ). — 15.000 de exemplare. — ISBN 502005951X .
↑ Serghei Kuznețov. Astronomii au rafinat valoarea duratei zilei pe Venus . Ftimes.ru (21 octombrie 2019). (nedefinit)
↑ 12 Venus . _ Explorarea Sistemului Solar NASA . Preluat la 26 decembrie 2021. Arhivat din original la 19 octombrie 2021. (nedefinit)
↑ Astronomie radar / Rzhiga O. N. // Fizica spațială: Little Encyclopedia / Colegiul editorial: R. A. Sunyaev (ed. șef) și alții - ed. a II-a. - M .: Enciclopedia Sovietică , 1986. - S. 552-559. — 783 p. — 70.000 de exemplare.
↑ Filiberto J., Trang D., Treiman1 AH, Gilmore MS Vulcanismul actual pe Venus, așa cum este evidențiat din ratele de intemperii ale olivinei // Science Advances. - 2020. - 3 ianuarie ( vol. 6 , nr. 1 ). - doi : 10.1126/sciadv.aax7445 .
↑ Smrekar SE, Stofan ER, Mueller N. Venus: Surface and Interior // Encyclopedia of the Solar System / T. Spohn, D. Breuer, T. Johnson. - 3. - Elsevier, 2014. - P. 323–342. — 1336 p. — ISBN 9780124160347 .
↑ 1 2 3 4 Basilevsky, Alexander T.; Head, James W. The surface of Venus // Rapoarte despre progresul în fizică. - 2003. - T. 66 , nr. 10 . - S. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - Cod biblic .
↑ Squyres, Steven W. Venus . Encyclopædia Britannica Online (2016). Data accesului: 7 ianuarie 2016. Arhivat din original la 30 aprilie 2015. (nedefinit)
↑ 1 2 Espenak, Fred Venus: Efemeride planetare de 12 ani, 1995–2006 . Publicația de referință NASA 1349 . NASA/Goddard Space Flight Center (1996). Consultat la 20 iunie 2006. Arhivat din original la 17 august 2000. (nedefinit)
↑ Burkert, Walter. Cunoștințe și știință în pitagorismul antic . - Harvard University Press , 1972. - P. 307. - ISBN 978-0-674-53918-1 .
↑ 1 2 Venus | Planetele Grupului Terestru . Preluat la 8 august 2011. Arhivat din original la 11 noiembrie 2011. (nedefinit)
↑ Boyle, Alan Venus transit: A last-minute guide . NBC News (5 iunie 2012). Preluat la 11 ianuarie 2016. Arhivat din original la 18 iunie 2013. (nedefinit)
↑ Espenak, Fred Tranzitele lui Venus, Catalog Six Millennium: 2000 BC to 4000 CE . Tranzitele Soarelui . NASA (2004). Consultat la 14 mai 2009. Arhivat din original pe 2 mai 2019. (nedefinit)
↑ Paul Marston. Jeremiah Horrocks - tânăr geniu și primul observator al tranzitului lui Venus . - University of Central Lancashire, 2004. - P. 14-37.
↑ 1 2 Lomonosov, 1955 , Note la lucrarea 9, p. 769.
↑ Lomonosov, 1955 , Note la lucrarea 9, p. 767-768.
↑ 1 2 Lomonosov, 1955 , p. 367.
↑ 1 2 Lomonosov, 1955 , p. 368.
↑ 1 2 3 Lazarev A.I. Al doilea „fenomen Lomonosov” // Pământul și Universul: jurnal. - 1978. - Nr 4 . - S. 33-35 . (Rusă)
↑ Lomonosov, 1955 , Note la lucrarea 9, p. 770.
↑ Lomonosov, 1955 , p. 368-370.
↑ Zvereva S.V. Fenomenul lui Lomonosov // În lumea luminii solare. - L . : Gidrometeoizdat, 1988. - S. 115-116. — 160 s. — ISBN 5-286-00078-9 .
↑ Lomonosov, 1955 , Note la lucrarea 9, p. 771-772.
↑ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. A Survey for Satellites of Venus // Icarus . - Elsevier , 2009. - iulie ( vol. 202 , nr. 1 ). - P. 12-16 . - doi : 10.1016/j.icarus.2009.02.008 . — . - arXiv : 0906.2781 .
↑ S. A. Yazev . „Prelegeri despre sistemul solar: manual”, - Sankt Petersburg: Lan, 2011, pp. 57-75. ISBN 978-5-8114-1253-2
↑ Fosta lună a lui Venus? . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 20 iunie 2017. (nedefinit)
↑ TC van Flandern, RS Harrington. O investigație dinamică a conjecturei că Mercur este un satelit scăpat al lui Venus // Icar . - Elsevier , 1976. - Vol. 28 . - P. 435-440 . - doi : 10.1016/0019-1035(76)90116-0 . — .
↑ Descoperirea primului cvasatelit al lui Venus Arhivat 3 martie 2016 la Wayback Machine
↑ Venus în trecut a avut oceane și vulcani - oameni de știință . RIA Novosti (14 iulie 2009). Arhivat din original pe 21 august 2011. (nedefinit)
↑ Gazetteer Venus (engleză) (link indisponibil) . Arhivat din original pe 29 august 2007.
↑ 1 2 3 4 5 Nume pe harta lui Venus (galatreya.ru) (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 12 octombrie 2011. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 Zh. F. Rodionova „Hărțile lui Venus” . Consultat la 13 noiembrie 2011. Arhivat din original pe 8 septembrie 2011. (nedefinit)
↑ Numele Kharkoviților din Univers. Asteroizi, cratere pe planete | Planetariul Harkov . planetarium-kharkov.org. Preluat la 19 septembrie 2019. Arhivat din original la 25 septembrie 2020. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 Russell, CT Magnetosfere planetare // Rep. Prog. Phys.. - 1993. - V. 56 , nr 6 . - S. 687-732 . - doi : 10.1088/0034-4885/56/6/001 . - Cod biblic .
↑ 1 2 3 4 5 Zhang, TL; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. Vânt solar puțin sau deloc intră în atmosfera lui Venus la minim solar // Natură: jurnal. - 2007. - Vol. 450 , nr. 7170 . - P. 654-656 . - doi : 10.1038/nature06026 . — Cod . — PMID 18046399 .
↑ 1 2 Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, JJ; et al. Pierderea ionilor din Venus prin trezirea plasmei (engleză) // Nature: journal. - 2007. - Vol. 450 , nr. 7170 . - P. 650-653 . - doi : 10.1038/nature06434 . — . — PMID 18046398 .
↑ [sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_venus_planetary_2004.htm 2004 Venus Transit information page] (link nu este disponibil) . Arhivat din original pe 29 iunie 2012. (nedefinit) , Venus, Pământ și Marte, NASA
↑ 1 2 Un strat de ozon a fost găsit lângă Venus: Știință și tehnologie: Lenta.ru . Preluat la 8 martie 2017. Arhivat din original la 21 aprilie 2014. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. Structura atmosferei medii și a ionosferei lui Venus (engleză) // Nature : journal. - 2007. - Vol. 450 , nr. 7170 . - P. 657-660 . - doi : 10.1038/nature06239 . - . — PMID 18046400 .
↑ 1 2 Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. Un strat cald în criosfera lui Venus și măsurători la mare altitudine ale HF, HCl, H 2 O și HDO // Nature : journal. - 2007. - Vol. 450 , nr. 7170 . - P. 646-649 . - doi : 10.1038/nature05974 . — Cod . — PMID 18046397 .
↑ Profilurile de temperatură și presiune ale atmosferei Venus . Fizica arborelui de umbră. Arhivat din original la 31 ianuarie 2012. (nedefinit)
↑ 1 2 3 Basilevsky, Alexander T.; Head, James W. Suprafața lui Venus // Rep. Prog. Phys.. - 2003. - V. 66 , nr 10 . - S. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - Cod biblic . (link indisponibil)
↑ Svedhem, Hakan; Titov, Dmitri V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver. Venus ca o planetă mai asemănătoare Pământului (engleză) // Natura. - 2007. - Vol. 450 , nr. 7170 . - P. 629-632 . - doi : 10.1038/nature06432 . — . — PMID 18046393 .
↑ Venus - informații . Preluat la 8 august 2011. Arhivat din original la 11 noiembrie 2011. (nedefinit)
↑ Înțelegerea vânturilor de „Superotație” ale lui Venus . Preluat la 16 septembrie 2017. Arhivat din original la 17 septembrie 2017. (nedefinit)
↑ Natura vântului: Superrotație . Preluat la 16 septembrie 2017. Arhivat din original la 17 septembrie 2017. (nedefinit)
↑ Partea misterioasă a nopții a lui Venus a fost dezvăluită Arhivată 11 august 2020 la Wayback Machine , 16 septembrie 2017
↑ Observațiile din partea de noapte a lui Venus oferă o înțelegere mai profundă a atmosferei planetei . Arhivat din original pe 17 septembrie 2017. (nedefinit)
↑ Krasnopolsky, V.A.; Parshev VA Compoziția chimică a atmosferei lui Venus (engleză) // Natura. - 1981. - Vol. 292 , nr. 5824 . - P. 610-613 . - doi : 10.1038/292610a0 . — Cod .
↑ Venera-8 (link inaccesibil) . Asociația Științifică-Producție numită după. S.A. Lavochkin. Consultat la 9 aprilie 2011. Arhivat din original pe 11 ianuarie 2012. (nedefinit)
↑ Paul Schlyter. Întrebări frecvente privind radiometria și fotometria în astronomie Arhivat la 7 decembrie 2013 la Wayback Machine (2006)
↑ Koehler, HW Rezultatele sondelor Venus Venera 13 și 14 // Sterne und Weltraum. - 1982. - T. 21 . - S. 282 . - Cod biblic .
↑ Shalygin E. Studiul suprafeței lui Venus și al atmosferei inferioare folosind imagini VMC . - Berlin, 2013. - P. 9. - 127 p. — ISBN 978-3-942171-71-7 .
↑ Kondratiev, Krupenio, Selivanov, 1987 , p. 176, 219.
↑ 1 2 Russell, CT; Zhang, T. L.; Delva, M.; et al. Fulgerul pe Venus dedus din undele în modul fluier în ionosferă (engleză) // Nature : journal. - 2007. - Vol. 450 , nr. 7170 . - P. 661-662 . - doi : 10.1038/nature05930 . — Cod . — PMID 18046401 .
↑ Un om de știință NASA confirmă spectacolul de lumini pe Venus . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 4 mai 2021. (nedefinit)
↑ Planeta Venus: „geamănul rău” al Pământului . BBC News (7 noiembrie 2005). Preluat la 1 martie 2017. Arhivat din original la 18 iulie 2009. (nedefinit)
↑ College.ru (link inaccesibil) . Consultat la 16 iunie 2008. Arhivat din original pe 25 decembrie 2008. (nedefinit)
↑ Agenția RIA . Consultat la 16 iunie 2008. Arhivat din original la 1 iunie 2008. (nedefinit)
↑ Prins de vânt de la Soare. www.esa.int . Preluat la 26 decembrie 2021. Arhivat din original la 26 decembrie 2021.
↑ Paul Marston. Jeremiah Horrocks - tânăr geniu și primul observator al tranzitului lui Venus . - University of Central Lancashire, 2004. - P. 14-37.
↑ Shiltsev V., Nesterenko I., Rosenfeld R. Replicarea descoperirii atmosferei lui Venus // Physics Today. - 2013. - T. 66 , nr 2 . - S. 64 . - doi : 10.1063/PT.3.1894 . Arhivat din original pe 4 iulie 2013. Copie arhivată (link indisponibil) . Consultat la 15 mai 2013. Arhivat din original la 4 iulie 2013. (nedefinit)
↑ Solar Orbiter se lansează într-o misiune istorică de a studia polii soarelui . www.space.com . Preluat la 11 februarie 2020. Arhivat din original la 10 februarie 2020.
↑ Rusia va lansa o sondă către Venus nu mai devreme de 2024, către Mercur - după 2031 . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 20 noiembrie 2018. (nedefinit)
↑ Anunț privind oportunitatea (AO) pentru experimente bazate pe spațiu pentru a studia Venus . ISRO.gov.in (19 aprilie 2017). Consultat la 13 septembrie 2017. Arhivat din original la 13 septembrie 2017. (nedefinit)
↑ NASA selectează patru misiuni posibile pentru a studia secretele sistemului solar . NASA/JPL (13 februarie 2020). Preluat la 23 martie 2020. Arhivat din original la 16 martie 2020. (nedefinit)
↑ ESA selectează trei noi concepte de misiune pentru studiu . Preluat la 10 mai 2018. Arhivat din original la 13 octombrie 2019. (nedefinit)
↑ Cronologia explorării lui Venus (NASA) . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 24 februarie 2020. (nedefinit)
↑ Lansări și evenimente în spațiu ale URSS și Rusiei (kocmoc.info) (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 3 ianuarie 2012. (nedefinit)
↑ 1 2 3 Pavel Gremlev. Sora Pământului și planeta furtunilor. Venus în viziunea scriitorilor de science fiction // World of Science Fiction . - 2010, iunie. - Nr. 82 .
↑ Brian Stableford . Venus // Science Reale și Science Fiction. O Enciclopedie . - Routledge, Taylor & Francis Group, 2006. - P. 381-382 . — 758 p. — ISBN 0-415-97460-7.
↑ Venus - articol din The Encyclopedia of Science Fiction
↑ 1 2 Afanas'eva, Dyakonov, 1991 .
↑ Leick, 2003 , p. 96.
↑ Albert Olmsted. Istoria Imperiului Persan. Capitolul: Religie și calendar. link către text Arhivat 6 octombrie 2021 la Wayback Machine
↑ Henry Suggs. Măreția Babilonului link
↑ de exemplu, link Arhivat 7 septembrie 2019 la Wayback Machine
↑ 1 2 Pannekoek, 1966 , capitolul 3. Cunoașterea cerului în Babilonul antic, p. 35.
↑ Scris de Vladimir Moiseev Vladimir Moiseev vlad_moiseev. Curs 9. Astronomia Babilonului . vlad-moiseev.livejournal.com . Preluat la 26 decembrie 2021. Arhivat din original la 26 decembrie 2021. (Rusă)
↑ sursa . Preluat la 27 august 2019. Arhivat din original la 7 septembrie 2019. (nedefinit)
↑ Simpozioane, Babylonia (link inaccesibil) . Preluat la 26 august 2019. Arhivat din original la 26 august 2019. (nedefinit)
↑ Pannekoek, 1966 , capitolul 3. Cunoașterea cerului în Babilonul antic, p. 36.
↑ Grant, 2007 , p. 7-8.
↑ Pancenko, 1996 , p. 78-80.
↑ Van der Waerden, 1959 , p. 178.
↑ Van der Waerden, 1959 , p. 179.
↑ Van der Waerden, 1974 , p. 177-178.
↑ Van der Waerden, 1991 , p. 312.
↑ Cicero . Despre natura zeilor II 53 Arhivat 7 august 2019 la Wayback Machine :
steaua lui Venus, care se numește în greacă Φωσφόρος; (și în latină Lucifer) când răsare înaintea Soarelui și Ἕσπερος când pleacă după el.
↑ 1 2 Scris de mary_hr5mary_hr5 mary_hr5. Vecernia este steaua serii (Venus) . mary-hr5.livejournal.com . Preluat la 26 decembrie 2021. Arhivat din original la 26 decembrie 2021. (Rusă)
↑ Vladimir Kulikov. Denumirea astronomică: planete . Preluat la 3 august 2019. Arhivat din original la 3 august 2019. (nedefinit)
↑ Gigin, 1997 , p. 5-6.
↑ Gigin, 1997 , cartea 1, 42.4, p. 84-85.
↑ Pumnale, 1971 , Cunoștințe științifice. Partea 1.
↑ Morley, Sylvanus G. The Ancient Maya. - a 5-a ed. - Universitatea Stanford. Press, 1994. - ISBN 9780804723107 .
↑ Böhm, Bohumil; Bohm, Vladimir. Codexul Dresda este o carte de astronomie Maya . Consultat la 10 ianuarie 2009. Arhivat din original pe 14 martie 2012. (nedefinit)
↑ Regardie I. Capitolul trei. Sephiroth // Gradina de rodii. - M . : Enigma, 2005. - 304 p. — ISBN 5-94698-044-0 .

Literatură

Afanasyeva V.K. , Dyakonov I.M. Ishtar // Miturile popoarelor lumii. Enciclopedie în două volume / S. A. Tokarev . - M . : Enciclopedia Sovietică, 1991. - T. 1 (A-K) . - S. 595 . — ISBN 5-85270-016-9 .
Gigin Julius. Astronomie / Per. din latină. si comentati. A. I. Rubana . Introducere. Artă. A. V. Petrova .. - M . : Aleteyya, 1997. - 220 p. — (Biblioteca antică. Istorie antică). — ISBN 5-89329-017-8 .
Kondratiev K.Ya. , Krupenio N.N., Selivanov A.S. Planeta Venus. - L . : Gidrometeoizdat , 1987. - 276 p.
Koronovsky N. N. Morfologia suprafeței lui Venus // Soros Educational Journal. — 2004.
Burba G. A. Venus: transcrierea în limba rusă a numelor // GEOKHI Laboratory for Comparative Planetology, mai 2005. Arhivat 17 decembrie 2009.
Van der Waerden. Trezirea Științei. Matematica Egiptului antic, Babilonului și Greciei / Per. cu un gol I. N. Veselovsky. - M. , 1959. - 456 p.
Van der Waerden. Trezirea Științei II. Nașterea astronomiei. — M .: Nauka, 1991.
Kinzhalov, R.V. Cultura antică mayașă . - L .: Nauka , 1971.
Lomonosov M. V. Opere complete / ed. T. P. Kravets , V. L. Chenakal . — M.; L .: Editura Academiei de Științe a URSS, 1955. - T. 4: Lucrări de fizică, astronomie și instrumentare. 1744-1765 - 834 p.
Pannekoek, Anton . Partea 1. Astronomia în lumea antică // Istoria astronomiei / Tradus din engleză de Nevskaya N.I., editat de Boris Vasilievich Kukarkin și Petr Grigorievich Kulikovsky . — M .: Nauka, 1966.
Panchenko D. V. Thales, eclipsele de soare și apariția științei în Ionia la începutul secolului al VI-lea. î.Hr e // Hyperboreus. - 1996. - V. 2 , Nr. 1 . - S. 47-124 . Arhivat din original pe 18 februarie 2015.
Grant E. O istorie a filosofiei naturale din lumea antică până în secolul al XIX-lea. — New York: Cambridge University Press, 2007.
Van der Waerden B. L. Cea mai timpurie formă a teoriei epiciclului (engleză) // Journal of the History of Astronomy. - 1974. - Vol. 5 . - P. 175-185 .
Leick G. Un dicționar al mitologiei antice din Orientul Apropiat . — New York: Taylor & Francis, 2003. — 241 p. — ISBN 0-203-02852-X .

Link -uri

Informații despre Venus (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 4 iunie 2008. (nedefinit) // peweb.archive.org
Sistem solar. Planetele sistemului solar. Venus
Burba G. A. Oglinda strâmbă a Pământului // „ În jurul lumii ”, 2003, Nr. 6
News of Science - o nouă hartă a Reliefului lui Venus (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 23 aprilie 2009. (nedefinit)
Venera-Express: rezultatele misiunii principale
Rodionova Zh. F. „Venus este planeta cea mai apropiată de noi” // „Delphis” nr. 39, 2004
Alexey Levin, Dmitry Mamontov „Planeta amurgului portocaliu” // „ Mecanica populară ” nr. 11, 2008
Video. Venus face semn // Roscosmos TV Studio
Imagini făcute de nava spațială sovietică

Site-uri tematice

Bombă uriașă

Dicționare și enciclopedii

În cataloagele bibliografice
BNF : 12066488g GND : 4062527-8 J9U : 987007536685705171 LCCN : sh85142768 NDL : 00565856 NKC : ph118176 VIAF : 316741882 WorldCat VIAF : 316741882

Venus

Geografie

Atmosfera Geologie ionosferă Cartografie Climat
termeni generici	Arahnoide Brazde coroane Muntii Crestele Pământ Canioane Domuri linii Zone Patera Platou Câmpii teserae dealuri margini
Detalii mari în relief	Canioanele Parngue Țara Iștarului Țara Afroditei Câmpia Fecioarei Zăpezii Munții Maxwell Câmpia sirenelor Câmpia Sednei Câmpia Guinevere Podișul Lakshmi Câmpia Aino Câmpia Loukhi Muntele Maat Regiunea Alfa Regiunea Beta Regiunea Metis Regiunea Mnemosyne Regiunea Phoebe Regiunea Eistla
Cele mai mari cratere	mijlocul Isabel Meitner Klenova Cleopatra

Studiu

Alte

În mitologie

În cultură

Cărți despre Venus
Filme despre Venus

Categorie: Venus
Portalul „Astronomie”

Explorarea lui Venus cu ajutorul unei nave spațiale
Dintr-o traiectorie de zbor	Venera-1 Mariner-2 Sonda-1 Venera-2 Mariner-5 Mariner-10 Venera-11 Galileo Cassini Mesager Parker BepiColombo orbitator solar
De pe orbită	Venera-9 Venera-10 Pionierul-Venus-1 Venera-15 Venera-16 Magellan Venus Express Akatsuki
Coborâre în atmosferă	Venera-3 Venera-4 Venera-5 Venera-6 Pionierul-Venus-2
Pe o suprafață	Venera-7 Venera-8 Venera-9 Venera-10 Venera-11 Venera-12 Venera-13 Venera-14 Vega-1,2 Pioneer-Venus-2 (4 sonde)
sonde cu balon	Vega-1,2
Misiuni planificate	Shukrayan-1 (2024) VERITAS (2028) DAVINCI+ (2029+) Venera-D (2029+) EnVision (2030+) AREE ( TBD )
Vezi si	Terraformarea lui Venus Lista obiectelor artificiale de pe Venus

sistem solar

Steaua centrală și planetele	Soare Mercur Venus Pământ Marte Jupiter Saturn Uranus Neptun
planete pitice	Ceres Pluton Haumea Makemake Eris Candidați Sedna Orc Quaoar Pistolă-pistol 2002 MS 4
Sateliți mari	Ganimede Titan Callisto Și despre Luna Europa Triton Titania Rhea Oberon Iapet Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereidă
Sateliți / inele	Pământ / ∅ Marte Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uranus / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Candidați Orca quwara
Primii asteroizi descoperiți	(1) Ceres (2) Palas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Igiea (11) Parthenope
Corpuri mici	meteoroizi asteroizi / sateliții lor aproape de Pământ centura principală troian centauri transneptunian Centura Kuiper plutino cubewano disc împrăștiat damocloide comete nor Oort
obiecte artificiale	sateliți artificiali de pământ nave spațiale interplanetare
Obiecte ipotetice	Vulcan și vulcanoizi satelitul lui Mercur sateliții lui Venus alți sateliți ai pământului contra-pământ Planeta Nouă , Tyche , Planeta X și alte planete trans-neptuniene Nemesis Foste planete: Theia , Phaeton sau Planeta V Al cincilea gigant gazos
Lista obiectelor din Sistemul Solar Obiecte astronomice