Venus: Diferență între versiuni

Modifică legăturile
De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Navighează interactiv prin istoric
← Diferența anterioarăDiferența următoare →
Conținut șters Conținut adăugat
VizualWikitext
Fără descriere a modificării
Fără descriere a modificării
Linia 156: Linia 156:


Suprafața lui Venus este efectiv izotermă; păstrează o temperatură constantă nu numai între cele două emisfere, ci și între ecuator și poli.<ref name="fact">{{cite web |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |title=Venus Fact Sheet |publisher=NASA |last=Williams |first=David R. |date=15 April 2005 |accessdate=12 October 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304130722/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |archive-date=4 March 2016 |url-status=dead |df=dmy-all }}</ref><ref>{{cite web |title=Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport |author=Lorenz, Ralph D. |author2=Lunine, Jonathan I. |author3=Withers, Paul G. |author4=McKay, Christopher P. |publisher=Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory |url=http://sirius.bu.edu/withers/pppp/pdf/mepgrl2001.pdf |date=2001 |accessdate=21 August 2007 }}</ref> Minuscula înclinare axială a lui Venus — mai puțin de 3°, comparativ cu 23° pe Terra — minimizează, de asemenea, variația sezonieră a temperaturii.<ref>{{cite web |title=Interplanetary Seasons |work=NASA |url=https://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |accessdate=21 August 2007 |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071016161443/https://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |archivedate=16 October 2007 }}</ref> Altitudinea este unul dintre puținii factori care afectează temperatura venusiană. Cel mai înalt punct de pe Venus, Maxwell Montes, este, prin urmare, cel mai rece punct de pe Venus, cu o temperatură de aproximativ 655 K (380 °C) și o presiune atmosferică de aproximativ 4,5 MPa (45 bari).<ref name="Basilevsky_2003">{{cite journal |author=Basilevsky A. T. |author2=Head J. W. |title=The surface of Venus |journal=Reports on Progress in Physics |date=2003 |volume=66 |issue=10 |pages=1699–1734 |doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode=2003RPPh...66.1699B|s2cid=13338382 |url=https://semanticscholar.org/paper/13e87bf184cd5ab307423190918ae68f05a13667 }}</ref><ref name="McGill_2010">{{cite book |editor=T. R. Watters |editor2=R. A. Schultz |title=Planetary Tectonics |chapter=Venus tectonics |last1=McGill |first1=G. E. |last2=Stofan |first2=E. R. |last3=Smrekar |first3=S. E. |publisher=Cambridge University Press |date=2010 |chapter-url=https://books.google.com/books?id=9PD5hxPb6fkC&pg=PA81 |isbn=978-0-521-76573-2 |pages=81–120}}</ref> În 1995, nava spațială [[Magellan (navă spațială)|''Magellan'']] a înregistrat o imagine a unei substanțe puternic reflectante în vârfurile celor mai înalte vârfuri montane care semănau puternic cu zăpada terestră. Această substanță s-a format probabil dintr-un proces similar cu zăpada, deși la o temperatură mult mai ridicată. Prea volatilă pentru a se condensa la suprafață, a crescut sub formă gazoasă până la straturile superioare și mai reci ale atmosferei, de unde a căzut ca precipitație. Identitatea acestei substanțe nu este cunoscută cu certitudine, dar speculațiile au variat de la [[telur]]ul elementar la sulfura de plumb ([[galenă]]).<ref>{{cite web |title="Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide |first=Carolyn Jones |last=Otten |publisher=Washington University in St Louis |url=http://news-info.wustl.edu/news/page/normal/633.html |date=2004 |accessdate=21 August 2007}}</ref>
Suprafața lui Venus este efectiv izotermă; păstrează o temperatură constantă nu numai între cele două emisfere, ci și între ecuator și poli.<ref name="fact">{{cite web |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |title=Venus Fact Sheet |publisher=NASA |last=Williams |first=David R. |date=15 April 2005 |accessdate=12 October 2007 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160304130722/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html |archive-date=4 March 2016 |url-status=dead |df=dmy-all }}</ref><ref>{{cite web |title=Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport |author=Lorenz, Ralph D. |author2=Lunine, Jonathan I. |author3=Withers, Paul G. |author4=McKay, Christopher P. |publisher=Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory |url=http://sirius.bu.edu/withers/pppp/pdf/mepgrl2001.pdf |date=2001 |accessdate=21 August 2007 }}</ref> Minuscula înclinare axială a lui Venus — mai puțin de 3°, comparativ cu 23° pe Terra — minimizează, de asemenea, variația sezonieră a temperaturii.<ref>{{cite web |title=Interplanetary Seasons |work=NASA |url=https://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |accessdate=21 August 2007 |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20071016161443/https://science.nasa.gov/headlines/y2000/interplanetaryseasons.html |archivedate=16 October 2007 }}</ref> Altitudinea este unul dintre puținii factori care afectează temperatura venusiană. Cel mai înalt punct de pe Venus, Maxwell Montes, este, prin urmare, cel mai rece punct de pe Venus, cu o temperatură de aproximativ 655 K (380 °C) și o presiune atmosferică de aproximativ 4,5 MPa (45 bari).<ref name="Basilevsky_2003">{{cite journal |author=Basilevsky A. T. |author2=Head J. W. |title=The surface of Venus |journal=Reports on Progress in Physics |date=2003 |volume=66 |issue=10 |pages=1699–1734 |doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode=2003RPPh...66.1699B|s2cid=13338382 |url=https://semanticscholar.org/paper/13e87bf184cd5ab307423190918ae68f05a13667 }}</ref><ref name="McGill_2010">{{cite book |editor=T. R. Watters |editor2=R. A. Schultz |title=Planetary Tectonics |chapter=Venus tectonics |last1=McGill |first1=G. E. |last2=Stofan |first2=E. R. |last3=Smrekar |first3=S. E. |publisher=Cambridge University Press |date=2010 |chapter-url=https://books.google.com/books?id=9PD5hxPb6fkC&pg=PA81 |isbn=978-0-521-76573-2 |pages=81–120}}</ref> În 1995, nava spațială [[Magellan (navă spațială)|''Magellan'']] a înregistrat o imagine a unei substanțe puternic reflectante în vârfurile celor mai înalte vârfuri montane care semănau puternic cu zăpada terestră. Această substanță s-a format probabil dintr-un proces similar cu zăpada, deși la o temperatură mult mai ridicată. Prea volatilă pentru a se condensa la suprafață, a crescut sub formă gazoasă până la straturile superioare și mai reci ale atmosferei, de unde a căzut ca precipitație. Identitatea acestei substanțe nu este cunoscută cu certitudine, dar speculațiile au variat de la [[telur]]ul elementar la sulfura de plumb ([[galenă]]).<ref>{{cite web |title="Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide |first=Carolyn Jones |last=Otten |publisher=Washington University in St Louis |url=http://news-info.wustl.edu/news/page/normal/633.html |date=2004 |accessdate=21 August 2007}}</ref>

Deși Venus nu are anotimpuri, în 2019 astronomii au identificat o variație ciclică a absorbției luminii soalare de către atmosferă, posibil cauzată de particule opace, absorbante, suspendate în norii superiori. Variația provoacă modificări ale vitezei vânturilor zonale ale lui Venus și pare să crească și să scadă în timp odată cu ciclul solar de 11 ani al Soarelui.<ref name="TAJ-20190826"/>

Existența fulgerelor în atmosfera lui Venus a fost controversată <ref name=":0">{{Cite journal|last=Lorenz|first=Ralph D.|date=2018-06-20|title=Lightning detection on Venus: a critical review|journal=Progress in Earth and Planetary Science|language=en|volume=5|issue=1|pages=34|doi=10.1186/s40645-018-0181-x|bibcode=2018PEPS....5...34L|issn=2197-4284|doi-access=free}}</ref> de când au fost detectate primele explozii de către sondele sovietice Venera.<ref>{{cite journal|last1=Kranopol'skii|first1=V. A.|date=1980|title=Lightning on Venus according to Information Obtained by the Satellites ''Venera 9'' and ''10''|journal=Cosmic Research|volume=18|issue=3|pages=325–330|bibcode=1980CosRe..18..325K}}</ref><ref name="Russell, Philips">{{cite journal|last1=Russell|first1=C. T.|last2=Phillips|first2=J. L.|date=1990|title=The Ashen Light|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/ashen/|journal=Advances in Space Research|volume=10|issue=5|pages=137–141|bibcode=1990AdSpR..10..137R|doi=10.1016/0273-1177(90)90174-X}}</ref><ref>{{cite web|title=''Venera 12'' Descent Craft|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraft/display.action?id=1978-086C|accessdate=10 September 2015|work=National Space Science Data Center|publisher=NASA}}</ref> În 2006-2007, ''Venus Express'' a detectat în mod clar existența undelor electromagnetice produse de fulgere. Aspectul lor intermitent indică un model asociat cu activitatea meteo. Conform acestor măsurători, rata fulgerului este de cel puțin jumătate din cea de pe Pământ,<ref name="Russell_2007">{{cite journal|last1=Russell|first1=C. T.|last2=Zhang|first2=T. L.|last3=Delva|first3=M.|last4=Magnes|first4=W.|last5=Strangeway|first5=R. J.|last6=Wei|first6=H. Y.|date=November 2007|title=Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere|url=http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf|url-status=dead|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=450|issue=7170|pages=661–662|bibcode=2007Natur.450..661R|doi=10.1038/nature05930|pmid=18046401|s2cid=4418778|archive-url=https://web.archive.org/web/20160304120534/http://aten.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/lightning_venus_whistler-mode_waves.pdf|archive-date=4 March 2016|access-date=10 September 2015}}</ref> însă alte instrumente nu au detectat deloc fulgerul.<ref name=":0" /> Originea oricărui fulger rămâne neclară, dar ar putea proveni din nori sau vulcani.

În 2007, ''Venus Express'' a descoperit că la polul sud există un imens vortex atmosferic dublu.<ref>{{cite journal|last=Hand|first=Eric|date=November 2007|title=European mission reports from Venus|journal=Nature|issue=450|pages=633–660|doi=10.1038/news.2007.297|s2cid=129514118}}</ref><ref>{{cite news|author=Staff|date=28 November 2007|title=Venus offers Earth climate clues|work=BBC News|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7117303.stm|accessdate=29 November 2007}}</ref> În 2011 sonda a descoperit că atmosfera venusiană are un strat de ozon.<ref name="esaozone">{{cite web |url=http://www.esa.int/esaCP/SEMU3N9U7TG_Life_0.html |title=ESA finds that Venus has an ozone layer too |publisher=European Space Agency |date=6 October 2011 |accessdate=25 December 2011}}</ref> La 29 ianuarie 2013, oamenii de știință ai [[ESA]] au raportat că ionosfera planetei Venus curge spre exterior într-un mod similar cu „coada ionică văzută curgând de la o cometă în condiții similare”.<ref name="ESA-20130129">{{cite web |title=When A Planet Behaves Like A Comet |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet |date=29 January 2013 |publisher=European Space Agency |accessdate=31 January 2013}}</ref><ref name="Space-20130130">{{cite web |last=Kramer |first=Miriam |title=Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere |url=http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html |date=30 January 2013 |work=Space.com |accessdate=31 January 2013}}</ref>

În decembrie 2015 și, într-o măsură mai mică, în aprilie și mai 2016, cercetătorii care lucrează la misiunea japoneză ''Akatsuki'' au observat forme de arc în atmosfera lui Venus. Aceasta a fost considerată o dovadă directă a existenței poate a celor mai mari [[unde gravitaționale]] staționare din Sistemul Solar.<ref>{{cite journal |display-authors=3 |last1=Fukuhara |first1=Tetsuya |last2=Futaguchi |first2=Masahiko |last3=Hashimoto |first3=George L. |last4=Horinouchi |first4=Takeshi |last5=Imamura |first5=Takeshi |last6=Iwagaimi |first6=Naomoto |last7=Kouyama |first7=Toru |last8=Murakami |first8=Shin-ya |last9=Nakamura |first9=Masato|last10=Ogohara|first10=Kazunori |last11=Sato |first11=Mitsuteru |last12=Sato |first12=Takao M. |last13=Suzuki |first13=Makoto |last14=Taguchi |first14=Makoto |last15=Takagi |first15=Seiko |last16=Ueno |first16=Munetaka |last17=Watanabe |first17=Shigeto |last18=Yamada |first18=Manabu |last19=Yamazaki |first19=Atsushi |title=Large stationary gravity wave in the atmosphere of Venus |journal=Nature Geoscience |date=16 January 2017 |doi=10.1038/ngeo2873 |volume=10 |issue=2 |pages=85–88 |bibcode=2017NatGe..10...85F}}</ref><ref>{{cite news |last1=Rincon |first1=Paul |title=Venus wave may be Solar System's biggest |url=https://www.bbc.com/news/science-environment-38638067 |accessdate=17 January 2017 |work=BBC News |date=16 January 2017}}</ref><ref>{{cite news |last1=Chang |first1=Kenneth |title=Venus Smiled, With a Mysterious Wave Across Its Atmosphere |url=https://www.nytimes.com/2017/01/16/science/venus-wave-akatsuki.html?_r=0 |accessdate=17 January 2017 |work=The New York Times |date=16 January 2017}}</ref>

{{Multiple image
|align=center
|direction=horizontal
|header=Compoziția atmosferică
|footer=Culoare verde = vapori de apă, roșu = dioxid de carbon, WN = număr de undă (alte culori au semnificații diferite, lungimi de undă mai scurte în dreapta, mai lungi în stânga).
|width1=380
|image1=Synthetic atmosphere absorption spectrum.gif
|alt1=The atmosphere of Earth is represented as a series of coloured spikes. The green of water dominates, while the red of carbon dioxide clusters near the left side.
|caption1= Spectru de absorbție a unui amestec simplu de gaze corespunzător atmosferei Pământului
|width2=400
|image2=Synthetic Venus atmosphere absorption spectrum.gif
|alt2=The atmosphere of Venus is represented on the same graph. Here the red of carbon dioxide is almost overwhelming, but the green of water and the purple of carbon monoxide are present.
|caption2=Compoziția atmosferei lui Venus pe baza datelor HITRAN.<ref name=HITRAN>{{cite web |url=http://www.cfa.harvard.edu/hitran/ |title=The HITRAN Database |publisher=Atomic and Molecular Physics Division, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |accessdate=8 August 2012 |quote=HITRAN is a compilation of spectroscopic parameters that a variety of computer codes use to predict and simulate the transmission and emission of light in the atmosphere.}}</ref>
}}


== Orbită și rotație ==
== Orbită și rotație ==

Versiunea de la 26 octombrie 2020 13:02

Acest articol se referă la o planetă. Pentru alte sensuri, vedeți Venus (dezambiguizare).
Venus

Venus în culori reale, fotografie realizată de Mariner 10 în 1974 procesată cu două filtre; suprafața este întunecată de nori groși de acid sulfuric
Caracteristicile orbitei
Afeliu108.939.000 km
Periheliu107.477.000 km
Axa semimajoră108.208.000 km
Excentricitate0,006772 [1]
Per.orbitală224,701 zile [2]
0,615198 ani
1,92 zile solare venusiene
Per.sinodică583,92 zile [2]
Viteză orbitală medie35,02 km/s
Anomalie medie50,115°
Înclinație orbitală3,39458° față de planul eliptic
3,86° față de ecuatorul Soarelui
2,19° față de planul invariabil[3]
Longitudinea nodului ascendent76,680° [1]
Argumentul periastrului54,884°
SatelițiNu
Caracteristici fizice
Raza medie6,051.8 ± 1,0 km [4]
Aplatizare0 [4]
Suprafață4,6023×108 km2
Volum9,2843×1011 km3
Masă4,8675×1024 kg [5]
Densitatea medie5,243 g/m3
Gravitația de suprafață8,87 m/s2
Viteza de evacuare10,36 km/s [6]
Per.de rotație siderală−243,025 zile (retrogradă) [2]
Viteză de rotație ecuatorială6,52 km/h (1,81 m/s)
Înclinare axială2,64° (pt.totația retrogradă)
177,36° (față de orbită)[2][note 1]
Ascensie dreaptă pol nord272,76°; 18h 11m 2s[7]
Declinație pol nord67,16°
Albedo0,76 (Bond) [8]
0,689 (geometric) [9]
Temperatură medie737 K [2]
464 °C
867 °F
Magnitudine aparentă−4,92 la −2,98 [10]
Diametru unghiular29,7″–66.0″ [2]
Atmosferă
Presiunea la supraf.92 bari (9,2 MPa)
Compoziție atmoferică96,5% dioxid de carbon
3,5% azot
0,015% dioxid de sulf
0,0070% argon
0,0020% vapori de apă
0,0017% monoxid de carbon
0,0012% heliu
0,0007% neon

Venus este a doua planetă de la Soare. Este numită după zeița romană a iubirii și frumuseții. Este al treilea obiect natural ca luminozitate pe cerul nopții după Soare și Lună. Mărimea sa stelară observată atinge -4,6 m și este suficientă pentru ca lumina reflectată din Venus să creeze umbre; rareori este vizibilă cu ochiul liber și în timpul zilei.[11][12] Deoarece Venus este mai aproape de Soare decât de Pământ, este întotdeauna vizibilă la o distanță unghiulară scurtă de acesta; alungirea sa maximă este de 47,8 °. Distanța lui Venus față de Pământ variază de la aproximativ 40 de milioane de km până la aproximativ 259 de milioane de km. Situată la circa 108 milioane km de Soare, Venus își parcurge orbita în 224,7 de zile.[13] Rotația în jurul propriei sale axe este foarte lentă, durează 243 de zile și are loc de la vest la est, în sens invers față de rotația celorlalte planete. Venus își atinge luminozitatea maximă cu câteva ore înainte de răsărit sau după apus, motiv pentru care popular este cunoscută sub numele de Luceafărul de dimineață și Luceafărul de seară. Planeta nu are nici un satelit, caracteristică pe care o împărtășește doar cu Mercur între planetele din Sistemul Solar.[14]

Venus este o planetă telurică și este uneori numită „planeta soră” a Pământului, datorită dimensiunii lor similare, a masei, a apropierii de Soare și a compoziției chimice. În alte aspecte diferă radical de Terra. Are cea mai densă atmosferă dintre cele patru planete telurice, constând din mai mult de 96% dioxid de carbon. Presiunea atmosferică la suprafața planetei este de 92 de ori mai mare decât pe Pământ sau aproximativ presiunea găsită la 900 m subacvatic pe Pământ. Venus este de departe cea mai fierbinte planetă din Sistemul Solar, cu o temperatură medie a suprafeței de 735 K (462 °C; 863 °F), chiar dacă Mercur este mai aproape de Soare. Venus este acoperită cu un strat opac de nori de acid sulfuric care se reflectă bine și nu permit observarea suprafeței sale din spațiu în lumină vizibilă. Există presupuneri că pe Venus au existat oceane în trecut,[15][16] ca pe Pământ, dar s-au evaporat pe măsură ce temperatura suprafeței a crescut.[17] Apa a fost probabil fotodisociată, iar hidrogenul liber a fost împrăștiat în spațiul interplanetar de vântul solar din cauza lipsei unui câmp magnetic planetar.[18] Peisajul actual al lui Venus este un deșert uscat cu roci acoperite de praf.

Fiind una dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe cer, Venus a fost un element principal în cultura umană încă din cele mai vechi timpuri; a fost o inspirație primordială pentru scriitori și poeți. Venus a fost prima planetă căreia i s-au trasat mișcările pe cer, încă din al doilea mileniu î.Hr.[19]

Suprafața venusiană a fost subiectul speculațiilor până în a doua jumătate a secolului XX, când a fost vizitată pentru prima dată de nava spațială Mariner 2 în 1962 și de prima navă care a fost debarcată cu succes, Venera 7 în 1970. Norii groși ai lui Venus fac imposibilă observarea suprafeței sale în lumină vizibilă, iar primele hărți detaliate nu au apărut până la sosirea orbitatorului Magellan în 1991.

Posibilitatea existenței vieții pe Venus a fost mult timp un subiect de speculații, iar în ultimii ani s-au făcut cercetări active în acest sens. În urma unei observații din 2019 conform căreia absorbția luminii straturilor de nori superiori a fost în concordanță cu prezența microorganismelor, un articol din septembrie 2020 din Nature Astronomy a anunțat detectarea gazului fosfină, un biomarker, în concentrații mai mari decât poate fi explicat de orice sursă abiotică cunoscută.[20][21][22]

Caracteristici fizice

Venus este una dintre cele patru planete telurice din Sistemul Solar, ceea ce înseamnă că este un corp stâncos la fel ca Pământul. Este similar cu Pământul ca mărime și masă și este adesea descris ca „sora” sau „geamănul” Pământului.[23]

Diametrul lui Venus este de 12.103,6 km — cu doar 638,4 km mai puțin decât cel al Pământului — și masa sa este de 81,5% din cea a Pământului. Condițiile de pe suprafața venusiană diferă radical de cele de pe Pământ, deoarece atmosfera sa densă conține 96,5% dioxid de carbon, restul de 3,5% fiind azot.[24]

Geografie

Suprafața venusiană a fost un subiect de speculație până în secolul al XX-lea când unele dintre secretele sale au fost dezvăluite de știința planetară. Sondele de aterizare Venera care au debarcat în 1975 și 1982 au returnat imagini ale unei suprafețe acoperite cu sedimente și roci relativ unghiulare.[25] Suprafața a fost cartografiată în detaliu de Magellan în 1990-1991. Solul venusian prezintă dovezi de vulcanism extins, iar sulful din atmosferă poate indica faptul că au avut loc erupții recente.[26][27]

Aproximativ 80% din suprafața venusiană este acoperită de câmpii vulcanice netede, din care 70% câmpii cu creste joase și 10% sunt plate sau ondulate.[28] Două ținuturi muntoase alcătuiesc restul suprafeței sale, unul care se află în emisfera nordică a planetei și celălalt, cel mai mare, este situat la sud de ecuator. Ținutul înalt nordic se numește Terra Iștar, după Ishtar, zeița babiloniană a iubirii și are aproximativ mărimea Australiei. Muntele Maxwell, cel mai înalt munte de pe Venus, se află pe Ishtar Terra. Vârful său este la 11 km deasupra altitudinii venusiene.[29] Ținutul înalt sudic este numit Terra Afrodita, după zeița dragostei din mitologia greacă și este cea mai mare dintre cele două regiuni muntoase, având aproximativ dimensiunea Americii de Sud. O rețea de erupții și falii acoperă o mare parte din această zonă.[30]

Lipsa de dovezi a prezenței lavei care însoțește orice flux de vizibil de caldera rămâne o enigmă. Planeta are puține urme de crater de impact, care demonstrează că suprafața este relativ tânără, de aproximativ 300-600 milioane de ani.[31][32] Pe lângă cratere, munți și văi întâlnite în mod obișnuit pe alte planete stâncoase, Venus are o serie de caracteristici unice ale suprafeței. Acestea includ: cupole vulcanice cu vârf plat numite "farra", care au 20-50 km în diametru și 100-1000 m în înălțime și arată oarecum ca niște clătite; sisteme de fractură radiale, în formă de stea, numite „novae”; formațiuni compuse din fracturi radiale și concentrice, asemănătoare pânzelor de păianjen, cunoscute sub numele de "arahnoide" și "coroane", inele circulare ale fracturilor, uneori înconjurate de o depresiune. Aceste caracteristici au origine vulcanică.[33]

Majoritatea trăsăturilor de suprafață venusiene poartă numele femeilor istorice și mitologice.[34] Excepțiile sunt Muntele Maxwell, numit după James Clerk Maxwell, și regiunile de munte Alpha Regio, Beta Regio și Ovda Regio. Ultimele trei caracteristici au fost denumite înainte ca sistemul actual de denumiri să fie adoptat de către Uniunea Astronomică Internațională, instituția care supraveghează nomenclatura planetară.[35]

Geologie de suprafață

Imagine în culori false a suprafeței lui Venus, obținută din imagini făcute de sonda Magellan

O mare parte a suprafeței venusiene pare să fi fost modelată de activitatea vulcanică. Venus are mai mulți vulcani decât Terra dintre care 167 sunt vulcani mari, care au peste 100 km diametru. Singurul complex vulcanic de această dimensiune de pe Pământ este Insula Mare din Hawaii.[33]:154 Acest lucru nu se datorează faptului că Venus are o activitate vulcanică mai activă decât Pământul, ci faptului că scoarța sa este mai veche. Crusta oceanică a Terrei este reciclată în mod continuu de subducție la limitele plăcilor tectonice și are o vârstă medie de aproximativ 100 de milioane de ani vechime,[36] în timp ce suprafața venusiană este estimată la 300-600 de milioane de ani.[31][33]

Există unele dovezi care indică activitatea vulcanică în curs de desfășurare pe Venus. Concentrațiile de dioxid de sulf din atmosferă au scăzut cu un factor de 10 între 1978 și 1986, au crescut în 2006 și au scăzut din nou de 10 ori.[37] Acest lucru poate însemna că nivelurile au crescut din cauza erupțiilor vulcanice mari.[38][39] De asemenea, s-a sugerat că fulgerul venusian (discutat mai jos) ar putea proveni din activitatea vulcanică (adică fulgerul vulcanic). În ianuarie 2020, astronomii au raportat dovezi care sugerează că Venus are în prezent o activitate vulcanică activă.[40][41]

În 2008 și 2009, prima dovadă directă a vulcanismului în curs a fost observată de Venus Express, sub forma a patru pete fierbinți în infraroșu localizate în zona riftului Ganis Chasma,[42][n 1] în apropierea vulcanului Maat Mons. Se crede că aceste pete reprezintă lava proaspăt eliberată de erupțiile vulcanice.[43][44] Temperaturile reale nu sunt cunoscute, deoarece dimensiunea petelor fierbinți nu a putut fi măsurată, dar este posibil să se fi situat între 800-1.100 K (527-827 °C), față de o temperatură normală de 740 K (467 °C).[45]

The plains of Venus are outlined in red and gold, with impact craters leaving golden rings across the surface
Cratere de impact pe suprafața lui Venus (imagine în culori false reconstituită din date radar)

Pe suprafața lui Venus sunt distribuite uniform aproape o mie de cratere de impact. Pe alte corpuri, cum ar fi Pământul și Luna, craterele prezintă grade diferite de degradare. Pe Lună, degradarea a fost cauzată de impacturile ulterioare, în timp ce pe Pământ a fost cauzată de eroziunea vântului și ploii. Pe Venus, aproximativ 85% din cratere sunt în stare perfectă. Numărul de cratere, împreună cu starea lor bine conservată, indică faptul că planeta a suferit un eveniment global de refacere în urmă cu aproximativ 300–600 de milioane de ani în urmă,[31][32] urmat de o scădere a activității vulcanice.[46] În timp ce scoarța Pământului este în continuă mișcare, se crede că Venus nu poate susține un astfel de proces. Fără tectonica plăcilor pentru a disipa căldura din mantaua sa, Venus suferă în schimb un proces ciclic în care temperaturile mantei cresc până ating un nivel critic care slăbesc scoarța. Apoi, pe o perioadă de aproximativ 100 de milioane de ani, subducția are loc la o scară enormă, reciclând complet scoarța.[33]

Craterele venusiene au un diametru cuprins între 3 și 280 km. Nici un crater nu este mai mic de 3 km, din cauza efectelor atmosferei dense asupra obiectelor. Obiectele cu energie cinetică mai mică decât o anumită valoare critică sunt încetinite atât de mult de atmosferă, încât nu creează crater de impact.[47] Proiectilele cu diametrul mai mic de 50 m se vor fragmenta și arde în atmosferă înainte de a ajunge la sol.[48]

Structura internă

Posibila structură a interiorului lui Venus: sub o crustă groasă, există o manta care înconjoară nucleul metalic.

Fără date și informații seismice despre momentul de inerție, sunt disponibile puține informații directe despre structura internă și geochimia lui Venus.[49] Similitudinea în mărime și densitate între Venus și Pământ sugerează că acestea împărtășesc o structură internă similară: un nucleu, manta și crustă. La fel ca cel al Terrei, nucleul venusian este cel puțin parțial lichid, deoarece cele două planete s-au răcit cam la aceeași rată.[50] Dimensiunea ceva mai mică a lui Venus sugerează că presiunile sunt cu 24% mai mici în interiorul său profund decât cele ale Terrei.[51]

Principala diferență dintre cele două planete este lipsa de dovezi pentru tectonica plăcilor de pe Venus, posibil pentru că scoarța sa este prea puternică pentru fenomenul de subducție fără prezența apei. Acest lucru duce la pierderi de căldură reduse pe planetă, prevenind răcirea acesteia și oferind o explicație probabilă pentru lipsa unui câmp magnetic generat intern.[52] În schimb, Venus își poate pierde căldura internă în evenimente periodice majore de refacere.[31]

Atmosferă și climă

Articol principal: Atmosfera lui Venus.

Venus are o atmosferă extrem de densă compusă din 96,5% dioxid de carbon, 3,5% azot și urme de alte gaze, inclusiv dioxid de sulf.[53] Masa atmosferei sale este de 93 de ori mai mare decât cea a Pământului, în timp ce presiunea la suprafața sa este de aproximativ 92 de ori mai mare decât cea a Pământului — o presiune echivalentă cu cea la o adâncime de aproape 1 km sub oceanele Pământului. Densitatea la suprafață este de 65 kg/m3, sau de 50 de ori mai densă decât atmosfera Pământului la 293 K (20 °C) la nivelul mării. Cantitatea mare de CO2 generează cel mai puternic efect de seră din Sistemul Solar, creând temperaturi la suprafață de cel puțin 735 K (462 °C).[13][54] Acest lucru face ca suprafața lui Venus să fie mai fierbinte decât cea a lui Mercur, care are o temperatură minimă a suprafeței de 53 K (−220 °C) și o temperatură maximă a suprafeței de 700 K (427 °C),[55][56] chiar dacă Venus este aproape de două ori mai departe de Soare decât Mercur și primește doar 25% din iradianța solară a lui Mercur. Această temperatură este mai mare decât cea utilizată pentru sterilizare.

The atmosphere of Venus appears darker and lined with shadows. The shadows trace the prevailing wind direction.
Structura norilor în atmosfera venusiană în 2018, dezvăluită de observațiile în ultraviolet de către sonda spațială Akatsuki
Imagine în infraroșu a atmosferei profunde a lui Venus obținută de Galileo în februarie 1990, când nava s-a aflat la aproximativ 100.000 de kilometri deasupra planetei. Culoarea roșie reprezintă căldura radiantă din atmosfera inferioară care strălucește prin norii de acid sulfuric.

Atmosfera lui Venus este extrem de îmbogățită cu gaze nobile primordiale comparativ cu cea a Terrei.[57] Această îmbogățire indică o divergență timpurie față de Pământ în evoluție. Un impact neobișnuit de mare cu o cometă [58] sau acumularea unei atmosfere primare mai masive din nebuloasa solară [59] au fost propuse pentru a explica îmbogățirea.

Studiile au sugerat că acum miliarde de ani, atmosfera lui Venus ar fi putut fi mult mai asemănătoare cu cea din jurul Terrei și că ar fi putut exista cantități substanțiale de apă lichidă la suprafață, dar după o perioadă de 600 milioane până la câteva miliarde de ani,[60] un efect de seră a fost cauzat de evaporarea apei originale, care a generat un nivel critic de gaze cu efect de seră în atmosfera sa.[61] Deși condițiile de suprafață de pe Venus nu mai sunt primitoare pentru viața așa cum este pe Pământ, aceasta s-ar fi putut forma înainte de acest eveniment; există speculații cu privire la posibilitatea existenței vieții în straturile superioare de nori ale lui Venus, la 50 km de suprafață, unde temperatura variază între 303 și 353 K (30 și 80 °C), însă mediul este acid.[62][63][64] Detectarea fosfinei în atmosfera lui Venus, a condus la speculații în septembrie 2020 că ar putea exista viață în prezent în atmosferă.[65][66]

Inerția termică și transferul de căldură de către vânturi în atmosfera inferioară înseamnă că temperatura suprafeței lui Venus nu variază semnificativ între cele două emisfere ale planetei, în ciuda rotației extrem de lente a lui Venus. Vânturile de la suprafață sunt lente, se mișcă cu câțiva kilometri pe oră, dar din cauza densității mari a atmosferei la suprafață, exercită o forță considerabilă asupra obstacolelor și transportă praful și pietrele mici la suprafață. Dacă ar fi numai acest lucru și ar fi suficient pentru a face dificil mersul oamenilor pe Venus, chiar dacă nu am ține cont de temperatura extrem de ridicată, presiune și lipsa oxigenului.[67]

Deasupra unui strat dens de CO2 sunt nori groși, care constau în principal din acid sulfuric, care este format din dioxid de sulf și apă printr-o reacție chimică rezultând hidrat de acid sulfuric. În plus, atmosfera este formată din aproximativ 1% clorură ferică.[68][69] Alți constituenți posibili ai particulelor de nor sunt sulfatul feric, clorura de aluminiu și anhidridă fosforică. Norii de la diferite niveluri au compoziții diferite și diferite distribuții ale dimensiunii particulelor.[68] Acești nori reflectă și împrăștie aproximativ 90% din lumina Soarelui înapoi în spațiu și împiedică observarea vizuală a suprafeței planetei în lumina vizibilă. Acoperirea permanentă cu nori înseamnă că, deși Venus este mai aproape decât Pământul de Soare, acesta primește mai puțină lumină solară pe sol. Vânturi puternice de 300 km/h apar în vârfurile norilor care înconjoară planeta în aproximativ patru până la cinci zile terestre.[70] Vânturile venusiene pot sufla cu viteze de până la 60 de ori mai rapide decât rotația planetei, în timp ce cele mai rapide vânturi ale Pământului ating doar 10% până la 20% din viteza de rotație a Terrei.[71]

Suprafața lui Venus este efectiv izotermă; păstrează o temperatură constantă nu numai între cele două emisfere, ci și între ecuator și poli.[2][72] Minuscula înclinare axială a lui Venus — mai puțin de 3°, comparativ cu 23° pe Terra — minimizează, de asemenea, variația sezonieră a temperaturii.[73] Altitudinea este unul dintre puținii factori care afectează temperatura venusiană. Cel mai înalt punct de pe Venus, Maxwell Montes, este, prin urmare, cel mai rece punct de pe Venus, cu o temperatură de aproximativ 655 K (380 °C) și o presiune atmosferică de aproximativ 4,5 MPa (45 bari).[74][75] În 1995, nava spațială Magellan a înregistrat o imagine a unei substanțe puternic reflectante în vârfurile celor mai înalte vârfuri montane care semănau puternic cu zăpada terestră. Această substanță s-a format probabil dintr-un proces similar cu zăpada, deși la o temperatură mult mai ridicată. Prea volatilă pentru a se condensa la suprafață, a crescut sub formă gazoasă până la straturile superioare și mai reci ale atmosferei, de unde a căzut ca precipitație. Identitatea acestei substanțe nu este cunoscută cu certitudine, dar speculațiile au variat de la telurul elementar la sulfura de plumb (galenă).[76]

Deși Venus nu are anotimpuri, în 2019 astronomii au identificat o variație ciclică a absorbției luminii soalare de către atmosferă, posibil cauzată de particule opace, absorbante, suspendate în norii superiori. Variația provoacă modificări ale vitezei vânturilor zonale ale lui Venus și pare să crească și să scadă în timp odată cu ciclul solar de 11 ani al Soarelui.[77]

Existența fulgerelor în atmosfera lui Venus a fost controversată [78] de când au fost detectate primele explozii de către sondele sovietice Venera.[79][80][81] În 2006-2007, Venus Express a detectat în mod clar existența undelor electromagnetice produse de fulgere. Aspectul lor intermitent indică un model asociat cu activitatea meteo. Conform acestor măsurători, rata fulgerului este de cel puțin jumătate din cea de pe Pământ,[82] însă alte instrumente nu au detectat deloc fulgerul.[78] Originea oricărui fulger rămâne neclară, dar ar putea proveni din nori sau vulcani.

În 2007, Venus Express a descoperit că la polul sud există un imens vortex atmosferic dublu.[83][84] În 2011 sonda a descoperit că atmosfera venusiană are un strat de ozon.[85] La 29 ianuarie 2013, oamenii de știință ai ESA au raportat că ionosfera planetei Venus curge spre exterior într-un mod similar cu „coada ionică văzută curgând de la o cometă în condiții similare”.[86][87]

În decembrie 2015 și, într-o măsură mai mică, în aprilie și mai 2016, cercetătorii care lucrează la misiunea japoneză Akatsuki au observat forme de arc în atmosfera lui Venus. Aceasta a fost considerată o dovadă directă a existenței poate a celor mai mari unde gravitaționale staționare din Sistemul Solar.[88][89][90]

Compoziția atmosferică
The atmosphere of Earth is represented as a series of coloured spikes. The green of water dominates, while the red of carbon dioxide clusters near the left side.
Spectru de absorbție a unui amestec simplu de gaze corespunzător atmosferei Pământului
The atmosphere of Venus is represented on the same graph. Here the red of carbon dioxide is almost overwhelming, but the green of water and the purple of carbon monoxide are present.
Compoziția atmosferei lui Venus pe baza datelor HITRAN.[91]
Culoare verde = vapori de apă, roșu = dioxid de carbon, WN = număr de undă (alte culori au semnificații diferite, lungimi de undă mai scurte în dreapta, mai lungi în stânga).

Orbită și rotație

Venus orbitează Soarele la o distanță medie de aproximativ 108 milioane de kilometri (aproximativ 0,7 au) și completează o orbită la fiecare 224,7 zile. Venus este a doua planetă de la Soare și orbitează Soarele de aproximativ 1,6 ori (traseu galben) în cele 365 de zile ale Pământului (traseu albastru)

Venus orbitează Soarele la o distanță medie de aproximativ 0,72 au (108 milioane km) și completează o orbită la fiecare 224,7 zile. Deși toate orbitele planetare sunt eliptice, orbita lui Venus este cea mai apropiată de una circulară, cu o excentricitate mai mică de 0,01.[2] Când Venus se află între Pământ și Soare, într-o poziție cunoscută sub denumirea de conjuncție inferioară, ea se apropie de Pământ mai mult decât oricare altă planetă, la o distanță medie de 41 de milioane de km;[2] Cu toate acestea, își petrece o mare parte din timp departe de Pământ, ceea ce înseamnă că Mercur este de fapt planeta care este cea mai apropiată de Pământ, cea mai mare parte a timpului.[92] În medie, planeta atinge o conjuncție inferioară la fiecare 584 de zile.[2] Din cauza excentricității scăzute a orbitei Pământului, distanțele minime vor deveni mai mari pe parcursul a zeci de mii de ani. Începând cu anul 1 până la 5383 vor exista 526 de apropieri la mai puțin de 40 de milioane de km, pentru următorii aproximativ 60.158 de ani, nu va mai exista nici o apropiere la mai puțin de 40 de milioane de km.[93]

Toate planetele din Sistemul Solar orbitează Soarele în sensul contrar acelor de ceasornic, așa cum sunt privite de la polul nord al Pământului. Majoritatea planetelor se rotesc de asemenea pe axele lor în sensul contrar acelor de ceasornic, dar Venus se rotește în sensul acelor de ceasornic într-o rotație retrogradă o dată la 243 zile pământești - cea mai lentă rotire a oricărei planete. Deoarece rotirea sa este atât de lentă, Venus este foarte aproape de o formă sferică.[94] O zi siderală venusiană durează astfel mai mult decât un an venusian (243 față de 224,7 zile terestre). Ecuatorul lui Venus se rotește cu 6,52 km/h, în timp ce Pământul se rotește cu 1.674,4 km/h.[98][99]

Rotația lui Venus a încetinit în cei 16 ani dintre vizitele navei spațiale Magellan și Venus Express; fiecare zi siderală venusiană a crescut cu 6,5 minute în acest interval de timp.[100] Din cauza rotației retrograde, lungimea unei zile solare pe Venus este semnificativ mai scurtă decât ziua siderală - 116,75 zile terestre (ceea ce face ca ziua solară venusiană să fie mai scurtă decât cele 176 de zile terestre ale lui Mercur).[101] Un an venusian este de aproximativ 1,92 zile solare venusiene.[102] Pentru un observator de pe suprafața lui Venus, Soarele ar răsări în vest și ar apune în est,[102] deși norii opaci ai lui Venus împiedică observarea Soarelui de pe suprafața planetei. [103]

Poate că Venus s-a format din nebuloasa solară cu o perioadă de rotație și înclinare diferită, ajungând la starea actuală din cauza schimbărilor haotice de rotație cauzate de perturbațiile provocate de alte planete și de efectele de maree asupra atmosferei sale dense, schimbare care s-ar fi produs de-a lungul a miliarde de ani. Perioada actuală de rotație a lui Venus poate reprezenta o stare de echilibru între mareele provocate de gravitația Soarelui, care încetinește rotația și mareele din atmosferă cauzate de încălzirea sa de razele soarelui, accelerând rotația.[104][105] Intervalul mediu de 584 de zile între apropieri succesive de Pământ este aproape exact egal cu 5 zile solare venusiene. Nu se știe dacă acesta este un accident sau rezultatul interacțiunii maree dintre planete.[106]

Venus nu are sateliți naturali.[107] Are mai mulți asteroizi troieni: cvasisatelitul 2002 VE68 [108][109] și alți doi troieni temporari, 2001 CK32 și 2012 XE133.[110] În secolul al XVII-lea, Giovanni Cassini a raportat un satelit orbitând Venus, numit Neith, după zeița egipteană creatoare a lumii. Observații similare au fost raportate în mod repetat în următorii 200 de ani. Cele mai multe dintre ele pot fi explicate prin confuzia cu o stea din vecinătate. Un studiu 2006 asupra modelelor Sistemului Solar timpuriu de la Institutul Tehnologic din California arată că Venus a avut probabil cel puțin un satelit creat de un eveniment de impact imens în urmă cu miliarde de ani.[111] Aproximativ 10 milioane de ani mai târziu, potrivit studiului, un alt impact a inversat direcția de rotire a planetei și a făcut ca satelitul venusian să treacă în spirală treptat spre interior, până când s-a ciocnit cu Venus.[112] Dacă impacturile ulterioare au creat sateliți, aceștia au fost eliminați în același mod. O explicație alternativă pentru lipsa sateliților este efectul unor maree solare puternice, care poate destabiliza sateliți mari care orbitează planetele terestre interioare.[107]

Observare

Venus este întotdeauna mai strălucitoare decât toate celelalte planete sau stele, văzute de pe Pământ. Al doilea obiect cel mai strălucitor din imagine este Jupiter.

Cu ochiul liber, Venus apare ca un punct alb de lumină mai strălucitor decât orice altă planetă sau stea (în afară de Soare).[113] Magnitudinea aparentă medie a planetei este −4,14 cu o abatere standard de 0,31.[10] Cea mai strălucitoare magnitudine apare în faza de semilună cu aproximativ o lună înainte sau după conjuncția inferioară. Venus se estompează până la magnitudine −3 atunci când este iluminată din spate de Soare.[114] Planeta este suficient de strălucitoare pentru a fi văzută pe un cer senin de amiază [115] și este mai ușor vizibilă când Soarele este jos la orizont sau la apus. Nu se îndepărtează niciodată de Soare mai mult de aproximativ 47°.[116]

Venus „depășește” Pământul la fiecare 584 de zile în timp ce orbitează Soarele.[2] Pe măsură ce face acest lucru, se schimbă de la „Luceafărul de seară”, vizibil după apusul soarelui, la „Luceafărul de dimineață”, vizibil înainte de răsărit. Deși Mercur atinge o alungire maximă (abaterea de la Soare) de numai 28° și este adesea greu de observat în amurg, Venus este greu de ratat atunci când este în faza cea mai strălucitoare. Alungirea sa maximă semnificativă înseamnă că este vizibilă pe cerul întunecat mult după apusul soarelui. Fiind cel mai strălucitor obiect de pe cer, Venus este adesea interpretată de non-astronomi ca un „obiect zburător neidentificat”.

Faze

Fazele lui Venus și modificările diametrului observat

Pe măsură ce orbitează Soarele, Venus afișează faze precum cele ale Lunii într-o vedere telescopică. Planeta apare ca un disc mic și „plin” atunci când se află în partea opusă Soarelui (la conjuncție superioară). Venus prezintă un disc mai mare și o „fază sfert” la alungirile sale maxime de Soare și luminozitatea sa pe cerul noții este maximă. Planeta prezintă o „semilună” subțire mult mai mare în vederi telescopice pe măsură ce trece de-a lungul părții apropiate dintre Pământ și Soare. Venus afișează cea mai mare dimensiune și „faza nouă” când se află între Pământ și Soare (la conjuncție inferioară). Datorită existenței atmosferei, un inel strălucitor de lumină împrăștiată este vizibil în telescoape.[116]

Tranzit

Articole principale: Tranzitul lui Venus și Tranzitul lui Venus din 2012.
Tranzitul lui Venus din 2012 fotografiat de sonda japoneză Hinode

Orbita venusiană este ușor înclinată în raport cu orbita Pământului; astfel, când planeta trece între Pământ și Soare, de obicei nu traversează fața Soarelui. Tranzitul lui Venus apare atunci când conjuncția inferioară a planetei coincide cu prezența sa în planul orbitei Pământului. Tranzitul lui Venus apare în cicluri de 243 de ani, modelul actual constând din perechi de tranzite separate de 8 ani, la intervale de aproximativ 105,5 sau 121,5 ani - un model descoperit pentru prima dată în 1639 de astronomul englez Jeremiah Horrocks.[117]

Cea mai recentă pereche de tranzit a fost la 8 iunie 2004 și 5–6 iunie 2012. Tranzitul a putut fi urmărit în direct online sau observat local cu echipamentele potrivite.[118] Perechea de tranzit anterioară a avut loc în decembrie 1874 și decembrie 1882, iar următoarea va avea loc în decembrie 2117 și decembrie 2125.[119]

Cel mai vechi film cunoscut este Passage de Venus din 1874, care arată tranzitul lui Venus din 1874. Din punct de vedere istoric, tranzitele lui Venus au fost importante, pentru că au permis astronomilor să determine dimensiunea unității astronomice și, prin urmare, dimensiunea Sistemului Solar, așa cum a făcut Horrocks în 1639.[120] Sosirea exploratorului englez James Cook pe coasta de est a Australiei în 1771 a fost o consecință a expediției în Tahiti, întreprinsă în 1768, pentru a observa tranzitul lui Venus.[121][122]

Pentagrama lui Venus

Pentagrama lui Venus. Pământul este poziționat în centrul diagramei, iar curba reprezintă direcția și distanța lui Venus în funcție de timp.

Pentagrama lui Venus este modelul pe care Venus îl face așa cum se observă de pe Pământ. Conjuncțiile inferioare succesive ale lui Venus se repetă foarte aproape de un raport 13:8 (Pământul orbitează de 8 ori la fiecare 13 orbite ale lui Venus), deplasându-se 144° pe conjuncții secvențiale inferioare. Raportul 13:8 este aproximativ. 8/13 este aproximativ 0,61538 în timp ce Venus orbitează Soarele în 0,61519 ani.[123]

Apariții în timpul zilei

Observații cu ochiul liber despre Venus în timpul zilei există în mai multe anecdote și înregistrări. Astronomul Edmund Halley i-a calculat strălucirea maximă cu ochiului liber în 1716, când mulți londonezi au fost alarmați de apariția sa în timpul zilei. Împăratul francez Napoleon Bonaparte a fost cândva martor la o apariție de zi a planetei, în timp ce se afla la o recepție din Luxemburg.[124] O altă observație istorică a planetei în timpul zilei a avut loc în timpul inaugurării președintelui american Abraham Lincoln la Washington, DC, la 4 martie 1865.[125] Deși vizibilitatea cu ochiul liber a fazelor lui Venus este contestată, există înregistrări ale observațiilor atunci când este în creștere.[126]

Lumina cenușie

Un mister de lungă durată al observațiilor lui Venus este așa-numita lumină cenușie - o iluminare aparentă slabă a laturii sale întunecate, văzută atunci când planeta este în faza semilună. Prima observație a luminii cenușii a fost făcută în 1643, dar existența iluminării nu a fost niciodată confirmată în mod fiabil. Observatorii au speculat că poate rezulta din activitatea electrică din atmosfera venusiană, dar acest lucru poate fi o iluzie optică, rezultând din efectul fiziologic al observării unui obiect luminos, în formă de semilună.[127][80]

Note

  1. ^ Defining the rotation as retrograde, as done by NASA space missions and the USGS, puts Ishtar Terra in the northern hemisphere and makes the axial tilt 2.64°. Following the right-hand rule for prograde rotation puts Ishtar Terra in the southern hemisphere and makes the axial tilt 177.36°.
  1. ^ Misstated as "Ganiki Chasma" in the press release and scientific publication.[43]

Referințe

  1. ^ a b Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (februarie 1994). „Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets”. Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. Bibcode:1994A&A...282..663S. 
  2. ^ a b c d e f g h i j k Williams, David R. (). „Venus Fact Sheet”. NASA. Arhivat din original la . Accesat în . 
  3. ^ „The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter”. . Arhivat din original la . Accesat în .  (produced with Solex 10 (Arhivat în , la Wayback Machine.) written by Aldo Vitagliano; see also Invariable plane)
  4. ^ a b Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (). „Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y Accesibil gratuit. 
  5. ^ Konopliv, A. S.; Banerdt, W. B.; Sjogren, W. L. (mai 1999). „Venus Gravity: 180th Degree and Order Model” (PDF). Icarus. 139 (1): 3–18. Bibcode:1999Icar..139....3K. doi:10.1006/icar.1999.6086. Arhivat din original (PDF) la . 
  6. ^ „Planets and Pluto: Physical Characteristics”. NASA. . Accesat în . 
  7. ^ „Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites”. International Astronomical Union. . Accesat în . 
  8. ^ Haus, R.; et al. (iulie 2016). „Radiative energy balance of Venus based on improved models of the middle and lower atmosphere” (PDF). Icarus. 272: 178–205. Bibcode:2016Icar..272..178H. doi:10.1016/j.icarus.2016.02.048. 
  9. ^ Mallama, Anthony; Krobusek, Bruce; Pavlov, Hristo (). „Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine”. Icarus. 282: 19–33. arXiv:1609.05048 Accesibil gratuit. Bibcode:2017Icar..282...19M. doi:10.1016/j.icarus.2016.09.023. 
  10. ^ a b Mallama, Anthony; Hilton, James L. (octombrie 2018). „Computing apparent planetary magnitudes for The Astronomical Almanac”. Astronomy and Computing. 25: 10–24. arXiv:1808.01973 Accesibil gratuit. Bibcode:2018A&C....25...10M. doi:10.1016/j.ascom.2018.08.002. 
  11. ^ Lawrence, Pete (). „In Search of the Venusian Shadow”. Digitalsky.org.uk. Arhivat din original la . Accesat în . 
  12. ^ Walker, John. „Viewing Venus in Broad Daylight”. Fourmilab Switzerland. Accesat în . 
  13. ^ a b „Venus: Facts & Figures”. NASA. Arhivat din original la . Accesat în . 
  14. ^ „Moons”. NASA Solar System Exploration. Accesat în . 
  15. ^ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. (). „Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data”. Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E9): E00B24. Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. doi:10.1029/2008JE003134. 
  16. ^ David Shiga (). „Did Venus's ancient oceans incubate life?”. New Scientist. 
  17. ^ Jakosky, Bruce M. (). „Atmospheres of the Terrestrial Planets”. În Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. The New Solar System (ed. 4th). Boston: Sky Publishing. pp. 175–200. ISBN 978-0-933346-86-4. OCLC 39464951. 
  18. ^ „Caught in the wind from the Sun”. European Space Agency. . Accesat în . 
  19. ^ Evans, James (). The History and Practice of Ancient Astronomy. Oxford University Press. pp. 296–7. ISBN 978-0-19-509539-5. Accesat în . 
  20. ^ Drake, Nadia (). „Possible sign of life on Venus stirs up heated debate”. National Geographic. Accesat în . 
  21. ^ Greaves, J.S.; Richards, A.M.S.; Bains, W.; et al. (). „Phosphine gas in the cloud decks of Venus”. Nature Astronomy. doi:10.1038/s41550-020-1174-4. Accesat în . 
  22. ^ Sample, Ian (). „Scientists find gas linked to life in atmosphere of Venus”. The Guardian. Accesat în . 
  23. ^ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer Publishing. p. 61. ISBN 978-3-540-00431-8. 
  24. ^ „Atmosphere of Venus”. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. Accesat în . 
  25. ^ Mueller, Nils (). „Venus Surface and Interior”. În Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. Encyclopedia of the Solar System (ed. 3rd). Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0. 
  26. ^ Esposito, Larry W. (). „Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism”. Science. 223 (4640): 1072–1074. Bibcode:1984Sci...223.1072E. doi:10.1126/science.223.4640.1072. PMID 17830154. 
  27. ^ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (martie 2001). „The Recent Evolution of Climate on Venus” (PDF). Icarus. 150 (1): 19–37. Bibcode:2001Icar..150...19B. doi:10.1006/icar.2000.6570. Arhivat din original (PDF) la . 
  28. ^ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (). „Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas”. Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/BF00579467. 
  29. ^ Jones, Tom; Stofan, Ellen (). Planetology: Unlocking the Secrets of the Solar System. National Geographic Society. p. 74. ISBN 978-1-4262-0121-9. 
  30. ^ Kaufmann, W. J. (). Universe. New York: W. H. Freeman. p. 204. ISBN 0-7167-2379-4. 
  31. ^ a b c d Nimmo, F.; McKenzie, D. (). „Volcanism and Tectonics on Venus”. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23. 
  32. ^ a b Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (). „The global resurfacing of Venus”. Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388. 
  33. ^ a b c d Frankel, Charles (). Volcanoes of the Solar SystemNecesită înregistrare gratuită. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47770-3. 
  34. ^ Batson, R.M.; Russell J. F. (). „Naming the Newly Found Landforms on Venus” (PDF). Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII. Houston, Texas. p. 65. Accesat în . 
  35. ^ Carolynn Young, ed. (). The Magellan Venus Explorer's Guide. California: Jet Propulsion Laboratory. p. 93. Accesat în . 
  36. ^ Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (). Fundamental Astronomy. Springer. p. 162. ISBN 978-3-540-34143-7. 
  37. ^ Bauer, Markus (). „Have Venusian volcanoes been caught in the act?”. European Space Agency. Arhivat din original la . Accesat în . 
  38. ^ Glaze, Lori S. (august 1999). „Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus”. Journal of Geophysical Research]. 104 (E8): 18899–18906. Bibcode:1999JGR...10418899G. doi:10.1029/1998JE000619. 
  39. ^ Marcq, Emmanuel; Bertaux, Jean-Loup; Montmessin, Franck; Belyaev, Denis (ianuarie 2013). „Variations of sulfur dioxide at the cloud top of Venus's dynamic atmosphere”. Nature Geoscience. 6 (1): 25–28. Bibcode:2013NatGe...6...25M. doi:10.1038/ngeo1650. 
  40. ^ Hall, Sannon (). „Volcanoes on Venus Might Still Be Smoking - Planetary science experiments on Earth suggest that the sun's second planet might have ongoing volcanic activity”. The New York Times. Accesat în . 
  41. ^ Filiberto, Justin (). „Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine”. Science. 6 (1): eaax7445. doi:10.1126/sciadv.aax7445 Accesibil gratuit. PMID 31922004. Accesat în . 
  42. ^ „Ganis Chasma”. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Science Center. Arhivat din original la . Accesat în . 
  43. ^ a b Lakdawalla, Emily (). „Transient hot spots on Venus: Best evidence yet for active volcanism”. The Planetary Society. Accesat în . 
  44. ^ „Hot lava flows discovered on Venus”. European Space Agency. . Arhivat din original la . Accesat în . 
  45. ^ Shalygin, E. V.; Markiewicz, W. J.; Basilevsky, A. T.; Titov, D. V.; Ignatiev, N. I.; Head, J. W. (). „Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone”. Geophysical Research Letters. 42 (12): 4762–4769. Bibcode:2015GeoRL..42.4762S. doi:10.1002/2015GL064088. 
  46. ^ Romeo, I.; Turcotte, D. L. (). „The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing” (PDF). Icarus. 203 (1): 13–19. Bibcode:2009Icar..203...13R. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.036. 
  47. ^ Herrick, R. R.; Phillips, R. J. (). „Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population”. Icarus. 112 (1): 253–281. Bibcode:1994Icar..112..253H. doi:10.1006/icar.1994.1180. 
  48. ^ Morrison, David; Owens, Tobias C. (). The Planetary System (ed. 3rd). San Francisco: Benjamin Cummings. ISBN 978-0-8053-8734-6. 
  49. ^ Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (). „Density constraints on the composition of Venus”. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. pp. 1507–1516. Bibcode:1982LPSC...12.1507G. 
  50. ^ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (). Introduction to planetary science: the geological perspectiveAcces gratuit pentru testarea serviciului, necesită altfel abonament. Springer eBook collection. Springer. p. 201. ISBN 978-1-4020-5233-0. 
  51. ^ Aitta, A. (aprilie 2012), „Venus' internal structure, temperature and core composition”, Icarus, 218 (2): 967–974, Bibcode:2012Icar..218..967A, doi:10.1016/j.icarus.2012.01.007, accesat în . 
  52. ^ Nimmo, F. (). „Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio”. Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo....30..987N. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613. 
  53. ^ Taylor, Fredric W. (). „Venus: Atmosphere”. În Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. Encyclopedia of the Solar System. Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0. Accesat în . 
  54. ^ „Venus”. Case Western Reserve University. . Arhivat din original la . Accesat în . 
  55. ^ Lewis, John S. (). Physics and Chemistry of the Solar SystemAcces gratuit pentru testarea serviciului, necesită altfel abonament (ed. 2nd). Academic Press. p. 463. ISBN 978-0-12-446744-6. 
  56. ^ Prockter, Louise (). „Ice in the Solar System” (PDF). Johns Hopkins APL Technical Digest. 26 (2): 175–188. Arhivat din original (PDF) la . Accesat în . 
  57. ^ Halliday, Alex N. (). „The origins of volatiles in the terrestrial planets”. Geochimica et Cosmochimica Acta (în engleză). 105: 146–171. Bibcode:2013GeCoA.105..146H. doi:10.1016/j.gca.2012.11.015. ISSN 0016-7037. 
  58. ^ Owen, Tobias; Bar-Nun, Akiva; Kleinfeld, Idit (iulie 1992). „Possible cometary origin of heavy noble gases in the atmospheres of Venus, Earth and Mars”. Nature (în engleză). 358 (6381): 43–46. Bibcode:1992Natur.358...43O. doi:10.1038/358043a0. ISSN 1476-4687. PMID 11536499. 
  59. ^ Pepin, Robert O. (). „On the origin and early evolution of terrestrial planet atmospheres and meteoritic volatiles”. Icarus (în engleză). 92 (1): 2–79. Bibcode:1991Icar...92....2P. doi:10.1016/0019-1035(91)90036-S. ISSN 0019-1035. 
  60. ^ Grinspoon, David H.; Bullock, M. A. (octombrie 2007). „Searching for Evidence of Past Oceans on Venus”. Bulletin of the American Astronomical Society. 39: 540. Bibcode:2007DPS....39.6109G. 
  61. ^ Kasting, J. F. (). „Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus”. Icarus. 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar...74..472K. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. PMID 11538226. 
  62. ^ Mullen, Leslie (). „Venusian Cloud Colonies”. Astrobiology Magazine. Arhivat din original la . 
  63. ^ Landis, Geoffrey A. (iulie 2003). „Astrobiology: The Case for Venus” (PDF). Journal of the British Interplanetary Society. 56 (7–8): 250–254. Bibcode:2003JBIS...56..250L. NASA/TM—2003-212310. Arhivat din original (PDF) la . 
  64. ^ Cockell, Charles S. (decembrie 1999). „Life on Venus”. Planetary and Space Science. 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. 
  65. ^ Drake, Nadia (). „Possible sign of life on Venus stirs up heated debate”. National Geographic. Accesat în . 
  66. ^ Greaves, J.S.; Richards, A.M.S.; Bains, W.; et al. (). „Phosphine gas in the cloud decks of Venus”. Nature Astronomy. arXiv:2009.06593 Accesibil gratuit. Bibcode:2020NatAs.tmp..178G. doi:10.1038/s41550-020-1174-4. Accesat în . 
  67. ^ Moshkin, B. E.; Ekonomov, A. P.; Golovin Iu. M. (). „Dust on the surface of Venus”. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17 (2): 280–285. Bibcode:1979CosRe..17..232M. 
  68. ^ a b Krasnopolsky, V. A.; Parshev, V. A. (). „Chemical composition of the atmosphere of Venus”. Nature. 292 (5824): 610–613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0. 
  69. ^ Krasnopolsky, Vladimir A. (). „Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems”. Planetary and Space Science. 54 (13–14): 1352–1359. Bibcode:2006P&SS...54.1352K. doi:10.1016/j.pss.2006.04.019. 
  70. ^ W. B. Rossow; A. D. del Genio; T. Eichler (). „Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images”. Journal of the Atmospheric Sciences. 47 (17): 2053–2084. Bibcode:1990JAtS...47.2053R. doi:10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2 Accesibil gratuit. ISSN 1520-0469. 
  71. ^ Normile, Dennis (). „Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion”. Science. 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159. 
  72. ^ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; Withers, Paul G.; McKay, Christopher P. (). „Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport” (PDF). Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory. Accesat în . 
  73. ^ „Interplanetary Seasons”. NASA. Arhivat din original la . Accesat în . 
  74. ^ Basilevsky A. T.; Head J. W. (). „The surface of Venus”. Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  75. ^ McGill, G. E.; Stofan, E. R.; Smrekar, S. E. (). „Venus tectonics”. În T. R. Watters; R. A. Schultz. Planetary Tectonics. Cambridge University Press. pp. 81–120. ISBN 978-0-521-76573-2. 
  76. ^ Otten, Carolyn Jones (). „"Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide”. Washington University in St Louis. Accesat în . 
  77. ^ Eroare la citare: Etichetă <ref> invalidă; niciun text nu a fost furnizat pentru referințele numite TAJ-20190826
  78. ^ a b Lorenz, Ralph D. (). „Lightning detection on Venus: a critical review”. Progress in Earth and Planetary Science (în engleză). 5 (1): 34. Bibcode:2018PEPS....5...34L. doi:10.1186/s40645-018-0181-x Accesibil gratuit. ISSN 2197-4284. 
  79. ^ Kranopol'skii, V. A. (). „Lightning on Venus according to Information Obtained by the Satellites Venera 9 and 10”. Cosmic Research. 18 (3): 325–330. Bibcode:1980CosRe..18..325K. 
  80. ^ a b Russell, C. T.; Phillips, J. L. (). „The Ashen Light”. Advances in Space Research. 10 (5): 137–141. Bibcode:1990AdSpR..10..137R. doi:10.1016/0273-1177(90)90174-X. 
  81. ^ „Venera 12 Descent Craft”. National Space Science Data Center. NASA. Accesat în . 
  82. ^ Russell, C. T.; Zhang, T. L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (noiembrie 2007). „Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere” (PDF). Nature. 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. Arhivat din original (PDF) la . Accesat în . 
  83. ^ Hand, Eric (noiembrie 2007). „European mission reports from Venus”. Nature (450): 633–660. doi:10.1038/news.2007.297. 
  84. ^ Staff (). „Venus offers Earth climate clues”. BBC News. Accesat în . 
  85. ^ „ESA finds that Venus has an ozone layer too”. European Space Agency. . Accesat în . 
  86. ^ „When A Planet Behaves Like A Comet”. European Space Agency. . Accesat în . 
  87. ^ Kramer, Miriam (). „Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere”. Space.com. Accesat în . 
  88. ^ Fukuhara, Tetsuya; Futaguchi, Masahiko; Hashimoto, George L.; et al. (). „Large stationary gravity wave in the atmosphere of Venus”. Nature Geoscience. 10 (2): 85–88. Bibcode:2017NatGe..10...85F. doi:10.1038/ngeo2873. 
  89. ^ Rincon, Paul (). „Venus wave may be Solar System's biggest”. BBC News. Accesat în . 
  90. ^ Chang, Kenneth (). „Venus Smiled, With a Mysterious Wave Across Its Atmosphere”. The New York Times. Accesat în . 
  91. ^ „The HITRAN Database”. Atomic and Molecular Physics Division, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Accesat în . HITRAN is a compilation of spectroscopic parameters that a variety of computer codes use to predict and simulate the transmission and emission of light in the atmosphere. 
  92. ^ Harford, Tim (). „BBC Radio 4 – More or Less, Sugar, Outdoors Play and Planets”. BBC. Oliver Hawkins, more or less alumnus and statistical legend, wrote some code for us, which calculated which planet was closest to the Earth on each day for the past 50 years, and then sent the results to David A. Rothery, professor of planetary geosciences at the Open University. 
  93. ^ „Venus Close Approaches to Earth as predicted by Solex 11”. Arhivat din original la . Accesat în .  Numbers generated by Solex
  94. ^ Squyres, Steven W. (). „Venus”. Encyclopædia Britannica Online. Accesat în . 
  95. ^ Petit, Gérard; Luzum, Brian (ed.), IERS Conventions (2010), IERS, p. 19 
  96. ^ IERS, Useful Constants, IERS 
  97. ^ Earl, Michael A., Rotation Speed, Canadian Astronomy, Satellite Tracking and Optical Research (CASTOR) 
  98. ^ Viteza ecuatorială a Pământului este dată de surse de încredere atât la aproximativ 1.674,4 km/h cât și la 1.669,8 km/h. Cel mai simplu mod de a determina cifra corectă este de a înmulți raza Pământului de 6.378.137 m (WGS84) și viteza unghiulară a Pământului, 7,2921150 × 10−5 rad/s,[95] producând 465.1011 m/s = 1674.364 km/h. Cifra incorectă de 1.669,8 km/h se obține divizând circumferința ecuatorială a Pământului la 24 de ore. Dar viteza corectă trebuie să fie în raport cu spațiul inerțial, deci trebuie folosită ziua stelară de 86164.098903691 s/3600 = 23.934472 h (23 h 56 m 4.0989 s).[96] Astfel 2π(6378.137 km)/23.934472 h = 1674,364 km/h.[97]
  99. ^ Bakich, Michael E. (). „Rotational velocity (equatorial)”. The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. p. 50. ISBN 978-0-521-63280-5. 
  100. ^ „Could Venus Be Shifting Gear?”. Venus Express. European Space Agency. . Accesat în . 
  101. ^ „Planetary Facts”. The Planetary Society. Arhivat din original la . Accesat în . 
  102. ^ a b „Space Topics: Compare the Planets”. The Planetary Society. Arhivat din original la . Accesat în . 
  103. ^ Serge Brunier (). Solar System Voyage. Tradus de Dunlop, Storm. Cambridge University Press. p. 40. ISBN 978-0-521-80724-1. 
  104. ^ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (mai 2003). „Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part I: Theory” (PDF). Icarus. 163 (1): 1–23. Bibcode:2003Icar..163....1C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3. 
  105. ^ Laskar, Jacques; De Surgy, Olivier Néron (). „Long-Term Evolution of the Spin of Venus, Part II: Numerical Simulations” (PDF). Icarus. 163 (1): 24–45. Bibcode:2003Icar..163...24C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5. 
  106. ^ Gold, T.; Soter, S. (). „Atmospheric Tides and the Resonant Rotation of Venus”. Icarus. 11 (3): 356–66. Bibcode:1969Icar...11..356G. doi:10.1016/0019-1035(69)90068-2. 
  107. ^ a b Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (iulie 2009). „A Survey for Satellites of Venus”. Icarus. 202 (1): 12–16. arXiv:0906.2781 Accesibil gratuit. Bibcode:2009Icar..202...12S. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.008. 
  108. ^ Mikkola, S.; Brasser, R.; Wiegert, P.; Innanen, K. (iulie 2004). „Asteroid 2002 VE68: A Quasi-Satellite of Venus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L63. Bibcode:2004MNRAS.351L..63M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x. 
  109. ^ De la Fuente Marcos, Carlos; De la Fuente Marcos, Raúl (noiembrie 2012). „On the Dynamical Evolution of 2002 VE68”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 728–39. arXiv:1208.4444 Accesibil gratuit. Bibcode:2012MNRAS.427..728D. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21936.x. 
  110. ^ De la Fuente Marcos, Carlos; De la Fuente Marcos, Raúl (iunie 2013). „Asteroid 2012 XE133: A Transient Companion to Venus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (2): 886–93. arXiv:1303.3705 Accesibil gratuit. Bibcode:2013MNRAS.432..886D. doi:10.1093/mnras/stt454. 
  111. ^ Musser, George (). „Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon”. Scientific American. Accesat în . 
  112. ^ Tytell, David (). „Why Doesn't Venus Have a Moon?”. Sky & Telescope. Accesat în . 
  113. ^ Dickinson, Terrence (). NightWatch: A Practical Guide to Viewing the Universe. Buffalo, NY: Firefly Books. p. 134. ISBN 978-1-55209-302-3. Accesat în . 
  114. ^ Mallama, A. (). „Planetary magnitudes”. Sky & Telescope. 121 (1): 51–56. 
  115. ^ Tony Flanders (). „See Venus in Broad Daylight!”. Sky & Telescope. Accesat în . 
  116. ^ a b Espenak, Fred (). „Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006”. NASA Reference Publication 1349. NASA/Goddard Space Flight Center. Arhivat din original la . Accesat în . 
  117. ^ Anon. „Transit of Venus”. History. University of Central Lancashire. Arhivat din original la . Accesat în . 
  118. ^ Boyle, Alan (). „Venus transit: A last-minute guide”. NBC News. Arhivat din original la . Accesat în . 
  119. ^ Espenak, Fred (). „Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE”. Transits of the Sun. NASA. Accesat în . 
  120. ^ Kollerstrom, Nicholas (). „Horrocks and the Dawn of British Astronomy”. University College London. Accesat în . 
  121. ^ Hornsby, T. (). „The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769”. Philosophical Transactions of the Royal Society. 61: 574–579. doi:10.1098/rstl.1771.0054. 
  122. ^ Woolley, Richard (). „Captain Cook and the Transit of Venus of 1769”. Notes and Records of the Royal Society of London. 24 (1): 19–32. doi:10.1098/rsnr.1969.0004. ISSN 0035-9149. 
  123. ^ Baez, John (). „The Pentagram of Venus”. Azimuth. Arhivat din original la . Accesat în . 
  124. ^ Chatfield, Chris (). „The Solar System with the naked eye”. The Gallery of Natural Phenomena. Accesat în . 
  125. ^ Gaherty, Geoff (). „Planet Venus Visible in Daytime Sky Today: How to See It”. Space.com. Accesat în . 
  126. ^ Goines, David Lance (). „Inferential Evidence for the Pre-telescopic Sighting of the Crescent Venus”. Goines.net. Accesat în . 
  127. ^ Baum, R. M. (). „The enigmatic ashen light of Venus: an overview”. Journal of the British Astronomical Association. 110: 325. Bibcode:2000JBAA..110..325B. 

Vezi și

Legături externe

Puteți găsi mai multe informații despre Venus prin căutarea în proiectele similare ale Wikipediei, grupate sub denumirea generică de „proiecte surori”:
Definiții și traduceri în Wikționar
Imagini și media la Commons
Citate la Wikicitat
Texte sursă la Wikisursă
Manuale la Wikimanuale
Resurse de studiu la Wikiversitate


v • d • m
Sistemul solar
SoareleMercurVenusLunaPământSateliții lui MarteMarteCeresCentura de asteroiziJupiterSateliții lui JupiterSaturnSateliții lui SaturnUranusSateliții lui UranusSateliții lui NeptunNeptunSateliții lui PlutonPlutonSateliții lui HaumeaHaumeaMakemakeCentura KuiperSateliții lui ErisErisDiscul împrăștiatNorul lui Oort
Probabil planete pitice
Obiecte mici
Altele
WikiProjectProiect · PortalPortal
Adus de la https://ro.wikipedia.org/w/index.php?title=Venus&oldid=13669566