Vénusz

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
(Vénusz bolygó szócikkből átirányítva)
Vénusz A Vénusz csillagászati jele
Vénusz
Vénusz
Pályaadatok
Aphélium távolsága: 108 941 849 km
0,728 231 28 CsE
Perihélium távolsága: 107 476 002 km
0,718 432 70 CsE
Fél nagytengely: 108 208 926 km
0,723 331 99 CsE
Pálya kerülete: 680 000 000 km
4,545 CsE
Pálya excentricitása: 0,006 773 23
Sziderikus keringési idő: 224,700 69 nap
(0,615 197 0 év)
Szinodikus periódus: 583,92 nap[1]
Min. pályamenti sebesség: 34,784 km/s
Átl. pályamenti sebesség: 35,020 km/s
Max. pályamenti sebesség: 35,259 km/s
Inklináció: 3,394 71°
(3,86° a Nap egyenlítőjéhez képest)
Felszálló csomó hossza: 76,680 69°
Holdak: nincs
Fizikai tulajdonságok
Egyenlítői sugár: 6 051,8 km[2]
(a földi 0,94-szerese)
Lapultság: < 0.000 2[2]
Felszín területe: 4,60×108 km²
(a földi 0,902-szerese)
Térfogat: 9,28×1011 km³
(a földi 0,857-szerese)
Tömeg: 4,8685×1024 kg
(a földi 0,815-szerese)
Átlagos sűrűség: 5,204 g/cm³
Felszíni gravitáció: 8,87 m/s²
(0,904 g)
Szökési sebesség: 10,36 km/s
Sziderikus forgásidő: -243,0185 nap
Forgási sebesség: 6,52 km/h (az egyenlítőnél)
Tengelyferdeség: 2,64°
Az északi pólus rektaszcenziója: 272,76° (18 h 11 min 2 s)[3]
Deklináció: 67,16°
Albedó: 0,65[1]
Felszíni hőm.:
   Felszín
   A felhők tetején
min átl. max
720 K 735 K[4][5] 773 K
‒180 °C 120 °C 240 °C
Atmoszféra
Felszíni nyomás: 9,2 MPa
Összetevők: ~96,5% szén-dioxid
~3,5% nitrogén
0,015% kén-dioxid
0,007% argon
0,002% vízpára
0,0017% szén-monoxid
0,0012% hélium
0,0007% neon
nyomokban karbonil-szulfid
nyomokban hidrogén-klorid
nyomokban hidrogén-fluorid

A Vénusz a második bolygó a Naptól, keringési ideje 224,7 földi nap. Nevét Venusról, a szerelem római istennőjéről kapta. A Hold után a legfényesebb objektum az éjszakai égbolton, legnagyobb látszólagos fényessége -4,6 magnitúdó. Maximális fényességénél még nappal is észrevehető. Mivel a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, és kering körülötte, ezért néhány hónapig a Naptól keletre, később néhány hónapig a Naptól nyugatra látható, változó távolságra. A keringés mindkét szélső pontjának látszólagos távolsága a Naptól, azaz a bolygó legnagyobb kitérése 47,8°, vagyis a Napot legfeljebb három órával követi, illetve előzi meg az égen.

A kalauzcsillagok közé tartozik, hiszen segítette az embereket utazásaik során a tájékozódásban. Emiatt nagyon kedvelt volt és szívesen adtak különféle hangzatos neveket neki, külön a reggel látható és külön az esti Vénusz számára, mint például a Hajnalcsillag és Esti csillag nevet, amelyből keletkezett a jól ismert Esthajnalcsillag elnevezése. A régi görögök a kettőt még két külön égitestnek hitték, Heszperosz (napnyugati) és Foszforosz (fényhozó) néven ismerték.[6] Magyar neveit főleg a szabad ég alatt élő pásztoroktól kaphatta. A bolygó "csillag" elnevezése természetesen csak nem csillagászati értelemben, hanem általános, népies szóhasználatban állja meg a helyét.

A Vénusz a Naprendszer egyetlen olyan bolygója, mely női alakról kapta a nevét. Ezen kívül csak három törpebolygó – a Ceres, az Eris és a Haumea visel még női nevet.

Föld-típusú bolygónak számít, néha a Föld testvérbolygójának is hívják, mivel a két bolygónak hasonló a mérete, a gravitációs ereje és a tömege. Nagy fényvisszaverő képességű kénsav tartalmú felhőréteg takarja el a fény elől a felszínt. Ez sokáig olyan találgatásoknak adott alapot, melyekre a planetológia csak a 20. század folyamán tudta megadni a helyes választ. A kőzetbolygók közül a Vénusznak van a legsűrűbb légköre, amelyet főleg szén-dioxid alkot. A légköri nyomás a földinek 92-szerese. Hiányzik a szén körforgása, amely biztosítaná, hogy a felszabadult szén visszakerüljön a sziklákba és más felszíni képződményekbe, s a szerves élet hiánya miatt nem jöhet létre ezt elnyelő biomassza sem. Olyan meleg van a felszínen, hogy az egyes feltételezések szerint a felszínen valaha létezett, a földihez hasonló óceánok régen elpárologtak. A helyén csak sivatagszerű síkságok és szikladarabok maradtak. A leginkább elfogadott elmélet szerint az elpárolgott víz kivált, és a bolygó mágneses terének hiányát kihasználva a napszél szétterítette az űrben a hidrogénrészecskéket.[7]

A felszínt 1990-94 között térképezte fel a Magellan űrszonda. Kiterjedt vulkanizmus nyomait mutatja és a légkörben megtalálható kén több szakértő véleménye szerint napjainkban is aktív vulkanikus folyamatokra utal. A kevés becsapódási kráter arra utal, hogy a felszín fiatal, körülbelül félmilliárd éves. Az azonban a legutóbbi időkig talány volt, hogy miért nem kapcsolódik egyik látható kalderához sem lávaömlés nyoma. 2010-ben az európai Venus Express VIRTIS infravörös képalkotó spektrométerének segítségével azonban több vulkán környékén is felfedeztek fiatal, 2,5 millió évesnél fiatalabb lávafolyásokat, azaz a felszín geológiai értelemben ma is aktív.[8][9] A bolygón nincs lemeztektonikára utaló jel, ami abból fakadhat, hogy kérge túl kemény ahhoz, hogy szubdukció menjen végbe.

Szerkezet[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénusz a Naprendszer négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650 km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagymértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka szén-dioxid, a fennmaradó nagyjából 3% pedig nitrogén.[10]

Belső szerkezet[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A szeizmikus adatok és a tehetetlenségi állapotra vonatkozó adatok hiányában kevés közvetlen információ áll rendelkezésre a belső szerkezetről és annak geokémiájáról.[11] A Vénusz és a Föld közötti hasonló méret és sűrűség miatt azonban feltételezhető, hogy a Földéhez hasonló a felépítése: mag, köpeny, kéreg. A Földéhez hasonlóan a Vénusz magját is legalább részben folyékonynak vélik. A Vénusz kisebb mérete miatt a belsejében kisebb a nyomás, mint a Földben. A fő különbség a két bolygó között az, hogy a Vénuszon nem létezik lemeztektonika, feltehetően a száraz felszín és köpeny miatt. Ennek eredményeként alacsony a hőveszteség, amely megakadályozza a bolygó lehűlését és magyarázatot adhat a belső mágneses tér hiányára.[12]

Geográfia[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénusz térképe a sárgával jelölt magasabb kontinensekkel: fent az Ishtar Terra, jobbra lent az Aphrodite Terra

A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az Ausztrália méretű Ishtar Terra, ami a babilóniai szerelemistenről, Istárról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a Maxwell Montes. Csúcsa 11 km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a Dél-Amerika méretű Aphrodite Terra, aminek a nevében a görög istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el.[13]

A kőzetbolygókra jellemző becsapódási kráterek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak.[14] Ezek között megtalálhatóak a farranak nevezett palacsinta alakú, 20 – 50 km átmérőjű és 100 – 1000 m magasságú lapos felszínű vulkáni alakzatok, a novae-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek az arachnoidok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések és a coronae-k melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek.

Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai nőkről neveztek el.[15] A kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely James Clerk Maxwell nevét viseli, és két fennsík, az Alfa-régió és a Béta-régió. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszert a Nemzetközi Csillagászati Unió, a bolygók nomenklatúrájának kialakításával foglalkozó szervezet elkezdett volna ezen dolgozni.[16]

A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a kezdő hosszúsági kört használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a radarral megvilágított területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.[17][18]

A felszín geológiája[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénusz domborzati térképe

A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán melyeknek átmérője a 100 km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a Hawaii Nagy Sziget.[19] Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul szubdukcióval a tektonikai lemezek határainál, átlagos életkora 100 millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500 millió évre becsülik.[19]

Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet Venyera-program keretében kiküldött Venyera–11 és Venyera–12 űrszondák állandó villámlásokat észleltek, a Venyera–12 leszállás után egy erős dörgést is regisztrált. Az Európai Űrügynökség Venus Expresse nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó villámlást.[20] A Földön ilyen jelenségek zivatarok során jönnek létre. A Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni kénsavesőt, de ez 25 km magasságban elpárolog), ezért valószínűleg vulkánkitörésekből származó vulkáni hamu hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra kén-dioxid koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez 1978 és 1986 között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg.[21]

Becsapódási kráterek a Vénusz felszínén

A Vénuszon nagyjából 1000 becsapódási kráter található, többé-kevésbé egyenletesen szétszóródva. Más kráterezett égitesteken, mint amilyen a Föld vagy a Hold, a krátereken az erózió különböző szakaszai mutatkoznak meg. A Holdon a lepusztulást későbbi becsapódások, a Földön a szél és az eső eróziója okozza. Azonban a Vénuszon a kráterek 85%-a még a kezdeti állapotban van. Ez arra utal, hogy a bolygón 500 millió évvel ezelőtt teljesen újjáalakult a felszín.[22] A Föld kérge folyamatos mozgásban van, a Vénuszról viszont úgy gondolják, nem tud fenntartani egy ilyen folyamatot. Lemeztektonika nélkül a köpeny nem tud állandóan hőt veszíteni, ezért a hőmérséklet bizonyos idő múlva elér egy kritikus szintet, amely meggyengíti a kérget. Ezt követően mintegy 100 millió év alatt a szubdukció hatalmas méretekben történik meg, teljesen újraformálva a kérget.[19]

A vénuszi kráterek átmérője 3 és 280 km közötti. A sűrű légkör miatt nincsenek 3 km-nél kisebb meteoritkráterek, ugyanis a kisebb kinetikus energiával rendelkező objektumok annyira lelassulnak a légkörben, hogy nem hoznak létre krátert.[23]

További képek a Vénuszról: [1][2][3]

Légkör[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénusz légkörének belső szerkezete egy közeli fényképen, amit UV-megfigyeléssel készítettek

A Vénusz légköre igen sűrű, melynek nagy része szén-dioxid, kisebb része nitrogén. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az óceánokban 1 km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65 kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO2-tartalma és a vékony kén-dioxidfelhők miatt itt a Naprendszerben a legnagyobb az üvegházhatás, s ennek hatásaként a felszíni hőmérséklet 460 °C fölött van.[24] Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a Merkúr felszínén, mert itt a minimum-hőmérséklet -220 °C a maximum pedig 420 °C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő mértéke kevesebb, mint 1%). Ezek miatt a hőindex 450 °C és 480 °C között van. A Venus Express űrszonda 2011-ben vékony ózonréteget fedezett fel a Vénusz légkörében, mintegy 100 km-es magasságban. Az ózon sűrűsége a földi ózonréteg ezredrésze lehet, vastagsága 5-10 km.[25]

Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre sokkal jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínen, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre inkább gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya.[26] A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, s port és kisebb köveket is szállít magával. Ez magában is akkora gondot jelentene az embernek a hő okozta probléma nélkül is, hogy nem tudna sétálni a bolygó felszínén.[27] A sűrű CO2 légréteg fölött vékony felhőréteg van, melynek részei kicsi, kén-dioxid és kénsav tartalmú cseppekből állnak.[28][29] Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az űrbe, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljék. Az állandó felhőtakaró következtében annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz mint a Föld, felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300 km/h-s szél járja körbe a bolygót.[30]

Bár a Vénusz légköre jelentősen különbözik a Föld légkörétől, atmoszférájában a földihez hasonló erősséggel és gyakorisággal villámok cikáznak. A villámok gyakoribbak a nappali oldalon és az alacsony szélességi köröknél.[31]

Mágneses tér és mag[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Pioneer Venus Orbiter (1980) adatai alapján a Vénusz mágneses tere sokkalta gyengébb és kisebb, mint a Földé, s ez is inkább az ionoszféra és a napszél kölcsönhatásának tudható be, mintsem a dinamó-effektus következményének.[32] Megjegyzendő, hogy a Föld mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a kozmikus sugárzástól, illetve a napszél-eróziótól.

A Vénusz belső mágneses terének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és konvekció. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég lenne dinamó keletkezéséhez.[33][34] Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérsékletkülönbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek vagy a mag mostanra már teljesen megszilárdult.

Mindemellett a Vénuszon óriási lávaömlések is láthatók, ezért a lehűlt mag elmélete nem valószínű. A feláramlások nem tudják áttörni a vastag kérget, de folytonosan gyengítik azt. Az alulról megolvadt kéregdarabok időnként beszakadnak a köpenyanyagba, és ekkor óriási felületeket épít újra a frissen felszínre jutó magmaanyag.

Megfigyelés[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénusz a növekvő Hold mellett

A Vénusz a csillagoknál mindig fényesebb, látszólagos fényessége -3,8 és -4,6m között változik. Ha végigkövetjük a fényesség változását az alsó együttállástól, akkor azt tapasztaljuk, hogy a néhány %-os, minimális fázis növekedésével jobban nő a fényesség, mint amennyire a távolodással csökken. Kb. 25%-os korong megvilágítottságnál, 38°-os elongációnál éri el a Vénusz a maximális fényességét: ezután a távolodás fénycsökkentő hatása nagyobb, mint a megvilágított felület növekedésének hatása, így fényessége a minimális -3,8m-ig csökken, ami ezután jó fél évig egy tized magnitúdón belül marad. Belső bolygóként legnagyobb kitérése a Naptól 47°.[35]

A Vénusz vagy az esti égbolton, vagy a reggeli égbolton látható. Legnagyobb fényességénél szinte lehetetlen nem megtalálni. Nagy elongációnál napnyugta után még sokáig megfigyelhető. Mint a legfényesebb pontszerű objektumot az égbolton, sokszor azonosítatlan repülő tárgynak vélik.

A Vénusz átvonulása a Nap előtt 2004. június 8-án

Mivel közelebb kering a Nap körül, mint a Föld, a Vénusz hasonló fázisokat mutat, mint a Hold. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros Vénusz-átvonulásra – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó együttállása a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás 2004. június 8-án és 2012. június 6-án volt. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a csillagászati egységet és ennélfogva a Naprendszer méretét.

Vénusz-Jupiter-Hold együttállás 2012 -ben

Kutatás[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Korai vizsgálatok[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénusz fázisai

Galilei a 17. század elején fedezte fel, hogy a Vénusznak hasonló fázisai vannak, mint a Holdnak. Ez csak úgy lehetséges, hogy a Vénusz a Nap körül kering, vagyis a megfigyelés ellentmondott a Naprendszer geocentrikus modelljének.[36]

A Vénusz légkörét Johann Schröter fedezte fel 1790-ben, amikor megfigyelte, hogy a növekvő Vénusz korai időszakában a vékony félkör a sűrű légkörben szóródó napfény miatt 180°-nál nagyobb volt. Később Chester Smith Lyman teljes gyűrűt figyelt meg a bolygó éjszakai oldala körül alsó konjunkcióban, ami újabb bizonyíték volt a légkör jelenlétére.[37] A sűrű légkör miatt nehezen lehet meghatározni a bolygó forgási periódusát.

Földi megfigyelések[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A 20. századig nagyon keveset tudtunk a Vénuszról. Jellegtelen, egybefüggő felhőtakarója miatt nem lehetett tudni, mi van a felszínen. Ez csak a spektroszkópiai, radar és UV vizsgálatokkal vált lehetővé. Az első UV megfigyelést az 1920-as években végezték, amikor Frank E. Ross felfedezte, hogy az UV képeken sokkal több részlet látható, mint az optikai vagy az infravörös tartományban készült képeken.[38]

Az 1900-as évek spektroszkópiai vizsgálatai szolgáltattak először bizonyítékot a Vénusz forgására. Vesto Slipher megpróbálta mérni a Vénuszról érkező fény Doppler-eltolódását, de nem észlelt forgást. Szerinte a bolygónak sokkal hosszabb a forgási periódusa, mint azt korábban gondolták.[39] Az 1950-es években végzett megfigyelések kimutatták, hogy a forgás retrográd (vagyis a Föld forgásával ellentétes irányú). A Vénuszt először az 1960-as években vizsgálták radarral. A forgási periódusra akkor kapott értékek hasonlóak voltak, mint a ma elfogadott értékek.[40]

Az 1970-es évek radarvizsgálatai derítettek fel először felszíni részleteket. Rádióimpulzusokat küldtek a bolygó felé az Arecibo Obszervatórium 300 méteres rádióteleszkópjával. A visszaverődő hullámok két nagyobb visszaverő területet jeleztek, melyeket Alpha és Beta régiónak nevezték el. Egy másik fényes terület volt a Maxwell Montes.[41] Jelenleg csak ezeknek az alakzatoknak nincs női nevük a Vénuszon. A Földről készített legjobb radarképek felbontása 5 km-nél gyengébb. Részletes vizsgálatot csak az űrből lehet végezni.

Űrszondák[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Műhold neve Megérkezés Küldetés típusa Távolság (km) Sorsa
venyera–1 SSP 1961. május 19~20. közelrepülés 100 000 Nap körüli pályára állt.
Mariner–2 NASA 1962. december 14. közelrepülés 35 000 Nap körüli pályára állt.
Zond–1 SSP 1964. április 4. közelrepülés 100 000 Nap körüli pályára állt.
Venyera–2 SSP 1965. november 12. közelrepülés 24 000 Nap körüli pályára állt.
Venyera–3 SSP 1966. március 1. atmoszferikus szonda - Becsapódott a Vénuszba, nem sikerült semmilyen mérési adatot visszaküldenie.
Venyera–4 SSP 1967. október 18. atmoszferikus szonda - 1967. október 18-án ért véget a küldetése
Mariner–5 NASA 1967. október 19. közelrepülés 4 094 Nap körüli pályára állt.
Venyera–5 SSP 1969. május 16. atmoszferikus szonda - A szonda a bolygó sötét oldalán ért talajt.
Venyera–6 SSP 1969. május 17. atmoszferikus szonda 25 000 A szonda a bolygó sötét oldalán ért talajt.
Venyera–7 SSP 1970. december 15. leszállóegység - A leszállóegység 23 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
Venyera–8 SSP 1972. július 22. leszállóegység - A leszállóegység 50 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
Mariner–10 NASA 1972. július 22. közelrepülés 5768 A műhold pályára állt a Merkúr felé.
Venyera–9 SSP 1975. október 20. keringő egység + leszállóegység - A leszállóegység 53 percig működött. Első fényképek a Vénusz felszínéről
Venyera–10 SSP 1975. október 25. keringő egység + leszállóegység - A leszállóegység 65 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. Kb 2200 km-re ért "Vénuszt" a Venyera 9-től
Pioneer Venus Orbiter NASA
vagy Pioneer Venus 1
1978. december 4. keringő egység - A keringő egység elégett a planéta légkörében, nemsokkal azután, hogy kifogyott az üzemanyaga
Pioneer Venus Multiprobe NASA
vagy Pioneer Venus 2
1978. december 9. atmoszferikus szonda (4 db) - Négy különálló szondát juttattak a bolygó légkörébe, közülük egy (bár nem arra tervezték, mégis) túlélte a becsapódást, és még egy órán keresztül működött a felszínen.
Venyera–12 SSP 1978. december 21. közelrepülés + leszállóegység 35 000 A leszállóegység 110 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
Venyera–11 SSP 1978. december 25. közelrepülés + leszállóegység 35 000 A leszállóegység 95 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
Venyera–13 SSP 1982. március 1. közelrepülés + leszállóegység 36 000 A leszállóegység 127 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről, ez idő alatt visszaküldte az első színes fényképeket a felhők alól.
Venyera–14 SSP 1982. március 5. közelrepülés + leszállóegység 35 000 A leszállóegység 57 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
Venyera–15 SSP 1983. október 10. keringő egység 1 000 Egy radar segítségével feltérképezték a Vénusz felszínét. 1984 július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 16-tal.
Venyera–16 SSP 1983. október 14. keringő egység 1 000 1984 július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 15-tel.
Vega–1 SSP 1985. június 11. közelrepülés + leszállóegység + aerosat - Az űrszonda folytatta útját a Halley üstökös felé. Jelenleg Nap körüli pályán kering.
Vega–2 SSP 1985. június 15. közelrepülés + leszállóegység + aerosat - Az űrszonda folytatta útját a Halley üstökös felé. Jelenleg Nap körüli pályán kering.
Galileo NASA 1990. február 10. közelrepülés 16 106 Tovább repült a Földet megközelítve (x2) a Jupiterhez.
Magellan NASA 1990. augusztus 10. keringő egység - 1994. október 13-án elégett a Vénusz légkörében.
Cassini–Huygens NASA Európai Űrügynökség 1998. április 26. közelrepülés 284 Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 1999. június 24-én (akkor 600 km-re közelítve meg a bolygót), majd folytatja útját a Szaturnuszhoz.
MESSENGER NASA 2006. október 24. közelrepülés 2384 Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 2007. június 5-én (akkor 338 km-re közelítve meg a bolygót), majd folytatja útját a Merkúrhoz.
Venus Express Európai Űrügynökség 2006. április 11. keringő egység - Jelenleg is kering a Vénusz körül, küldetését háromszor is meghosszabbították, a tervek szerint 2014. december 31-ig pályán marad.
Akacuki Japán Űrügynökség 2010. december 7. keringő egység - Nem sikerült pályára állnia

Az első űrszonda a Vénuszhoz az 1961. február 12-én indított Venyera–1 volt, a szovjet Venyera-program első űrszondája. A Venyera–1 közvetlen becsapódási pályára állt, de a kapcsolat a repülés hetedik napján megszakadt, 2 millió km-re a Földtől. Becslések szerint 100 000 km-re repült el a Vénusz mellett május közepén.

Az Egyesült Államok vénuszkutatási programja is rosszul kezdődött a Mariner–1 elvesztésével. A Mariner–2 sikeresebb volt, 109 napos átmeneti pálya után 1962. december 14-én elsőként közelítette meg a Vénuszt, 34 833 km-re. Mikrohullámú és infravörös radiométerei kiderítették, hogy felszín nagyon forró, legalább 425 °C.

A Venyera–3 szonda 1966. március 1-jén becsapódott a Vénuszba. Ez volt az első ember alkotta tárgy, amely elérte egy idegen bolygó légkörét és felszínét, azonban a meghibásodott kommunikációs rendszer miatt nem érkeztek adatok. A következő megközelítést 1967. október 18-án a Venyera–4 végezte, amely leereszkedett a légkörbe és méréseket végzett. A mérések szerint a felszín hőmérséklete 500 °C, a légkör 90–95%-a szén-dioxid. Az atmoszféra sokkal sűrűbb volt, mint azt a Venyera–4 tervezői gondolták, és a lassúbb ereszkedés miatt az akkumulátorok még azelőtt kimerültek, hogy a szonda elérte volna a felszínt.

Egy másik űrszonda a Mariner–5 volt, amely kevesebb, mint 4000 km-re közelítette meg a bolygót 1967. október 19-én. A Mariner–5 eredetileg a Mariner–4 Mars-szonda tartaléka volt, de az utóbbi sikere miatt átalakították, és a Vénuszhoz küldték. A Venyera–4 és a Mariner–5 adatait nemzetközi együttműködés keretében egy szovjet–amerikai kutatócsoport vizsgálta meg a következő év folyamán.

1970. december 15-én a továbbfejlesztett Venyera–7 belépett a Vénusz légkörébe és épségben elérte a felszínt. 23 percig küldött hőmérsékleti adatokat, ezek voltak az első mérések egy idegen bolygó felszínéről. A Venyera-program folytatódott a Venyera–8-cal, amely már 50 percig mért a felszínen, a Venyera–9 és a Venyera–10 elkészítette az első képeket a tájról.

Közben az amerikai Mariner–10 1974. február 5-én a Merkúrhoz vezető pályáján gravitációs hintamanővert végzett a Vénusz mellett, ahonnan 4000 képet küldött vissza. A látható fényben készített képeken nem látszott semmilyen sajátosság a bolygón, UV fényben azonban kirajzolódtak a felhőrendszerek.[42]

Pioneer Venus Orbiter

Az amerikai Pioneer Venus-program két különálló küldetésből állt.[43] A Pioneer Venus Orbiter 1978. december 4-én állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt egy radarral. A Pioneer Venus Multiprobe összesen öt szondát engedett le a légkörbe 1978. december 9-én, amelyek adatokat gyűjtöttek a légkör összetételéről és a szélsebességről.

A következő négy évben további négy Venyera küldetést hajtottak végre. A Venyera–11 és Venyera–12 elektromos viharokat észlelt, a Venyera–13 és Venyera–14 színes képeket készített a felszínen. A Venyera-program 1983-ban fejeződött be a Venyera–15 és Venyera–16 radartérképező repülésével.

1985-ben a Halley-üstököshöz vezető úton két szovjet Vega űrszonda leszálló egységeket és ballonokat engedett le a Vénuszra. A ballonok 53 km magasságban 46 órán át működtek, ahol a nyomás és a hőmérséklet nagyjából akkora, mint a Föld felszínén.

Magellan űrszonda topográfiai térképe a Vénuszról

1989. május 4-én indították az amerikai Magellan űrszondát a Vénusz radarral történő teljes feltérképezésére. A 4-5 éves küldetésen készített nagy felbontású radarképek minden korábbit felülmúltak, és a más bolygókról készített optikai képekkel voltak összehasonlíthatók. A Magellan a felszín 98%-át térképezte fel, majd 1994-ben belépett a légkörbe és megsemmisült. A Vénuszt közelrepülések során megfigyelte a Galileo és a Cassini űrszonda is, de ezután közel egy évtizedig nem küldtek űrszondát kifejezetten a Vénusz vizsgálatára.

A Venus Express a Vénusz mellett

2005. november 9-én indult és 2006. április 11-én állt poláris pályára a Vénusz körül az európai Venus Express űrszonda. Részletesen tanulmányozza a légkört, a felhőket, feltérképezi a bolygó plazmakörnyezetét és a felszíni tulajdonságokat. A küldetés legalább 500 napig tart, két vénuszi éven keresztül.[44] Tervezés alatt van az orosz Venyera-D űrszonda.

2010. május 18-án indult küldetésére Japán Vénusz-szondája, az Akacuki, Tanegashima szigetéről.[45] A szonda feladata elsődlegesen kideríteni, hogy a Vénusz atmoszférája hogyan képes hatvanszor gyorsabb szuperkeringésre, mint a Föld, valamint, hogy ténylegesen vízóceánokkal rendelkezett-e, mint ahogy azt a megelőző kutatások feltételezik. Hajtóműhiba miatt nem sikerült pályára állni a bolygó körül.

Magyar vonatkozások[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található.[46] Konkrét személyek közül Jászai Mari színésznő, Klafsky Katalin operaénekes és báró Orczy Emma regényíró nevét viseli kráter. A mitologikus jellegű nevek közül a legismertebb a Szélanya.

Jegyzetek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

  1. ^ a b Williams, Dr. David R.: Venus Fact Sheet. NASA, 2005. április 15. (Hozzáférés: 2007. október 12.)
  2. ^ a b Seidelmann, P. Kenneth, Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al. (2007.). „Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90, 155–180. o. DOI:10.1007/s10569-007-9072-y. Hozzáférés ideje: 2007. augusztus 28.  
  3. Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites. International Astronomical Union, 2000. (Hozzáférés: 2007. április 12.)
  4. Venus: Facts & Figures. NASA. (Hozzáférés: 2007. április 12.)
  5. Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars. Planetary Society. [2006. szeptember 2-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2007. április 12.)
  6. Űrhajózási lexikon. Főszerk. Almár Iván. Budapest: Akadémiai – Zrínyi. 1981. ISBN 963 05 2348 5
  7. Caught in the wind from the Sun. ESA (Venus Express), 2007. november 28. (Hozzáférés: 2008. július 12.)
  8. Venus is alive – geologically speaking (angol nyelven). ESA, 2010. április 8. (Hozzáférés: 2010. április 12.)
  9. Lakdawalla, Emily: Venus Express evidence for recent hot-spot volcanism on Venus (angol nyelven). The Planetary Society Blog, 2010. április 9. (Hozzáférés: 2010. április 12.)
  10. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. (Hozzáférés: 2007. április 29.)
  11. Goettel, K.A., Shields, J.A. & Decker, D.A. (1981.). „Density constraints on the composition of Venus” (PDF). Proc. Lunar Planetary Science 12B, 1507–1516. o.  
  12. Nimmo, F.: Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio, 2002, Geology, v. 30, p. 987-990
  13. Kaufmann W.J.: Universe, 1994, W.H. Freeman, New York, p. 204
  14. Frankel C.: Volcanoes of the solar system, 1996, Cambridge University Press, Cambridge, New York
  15. Batson R.M., Russell J.F.: Naming the Newly Found Landforms on Venus, 1991, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65
  16. Young C.: The Magellan Venus Explorer's Guide, 1990. augusztus, JPL Publication 90-24, California: Jet Propulsion Laboratory
  17. Davies, M.E et al. (1994.). „Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 63, 127. o. DOI:10.1007/BF00693410.  
  18. Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio. Jet Propulsion Laboratory. (Hozzáférés: 2007. december 27.)
  19. ^ a b c Frankel, Charles. Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press (1996) 
  20. Venus also zapped by lightning. CNN, 2007. november 29. (Hozzáférés: 2007. november 29.)
  21. Glaze L.S.: Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus, 1999, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906
  22. Strom R.G., Schaber G.G., Dawsow D.D.: The global resurfacing of Venus, 1995, Journal of Geophysical Research, vol. 99, p. 10,899-10,926
  23. Herrick R.R., Phillips R.J.: Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population, 1993, Icarus, v. 112, p. 253-281
  24. Venus. Case Western Reserve University, 2006. szeptember 14. (Hozzáférés: 2007. július 16.)
  25. ESA: Tenuous ozone layer discovered in Venus' atmosphere (2011-10-06)
  26. Kasting J.F. (1988.). „Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus”. Icarus 74 (3), 472–494. o. DOI:10.1016/0019-1035(88)90116-9.  
  27. Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu. M. (1979.). „Dust on the surface of Venus”. Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17, 280–285. o.  
  28. Krasnopolsky V.A., Parshev V.A. (1981.). „Chemical composition of the atmosphere of Venus”. Nature 292, 610–613. o. DOI:10.1038/292610a0.  
  29. Vladimir A. Krasnopolsky (2006.). „Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems”. Planetary and Space Science 54 (13–14), 1352–1359. o. DOI:10.1016/j.pss.2006.04.019.  
  30. Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T. (1990.). „Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images” (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences 47 (17), 2053–2084. o. DOI:<2053:CTWFVO>2.0.CO;2 10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2.  
  31. astronomynow: Venus' lightning similar to Earth's
  32. Kivelson G. M., Russell, C. T.: Introduction to Space Physics, Cambridge University Press, 1995
  33. Luhmann J. G., Russell C. T.: Venus: Magnetic Field and Magnetosphere, Encyclopedia of Planetary Sciences, ed. J. H. Shirley and R. W. Fainbridge, 905-907, Chapman and Hall, New York, 1997
  34. Stevenson, D. J.: Planetary magnetic fields, 2003, Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11.
  35. Espenak, Fred: NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995-2006, 1996, Twelve Year Planetary Ephemeris Directory, NASA
  36. Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics, Astronomy 161; The Solar System. Dept. Physics & Astronomy, University of Tennessee. Retrieved on 2006-06-20.
  37. Russell H.N.: The Atmosphere of Venus, 1899, Astrophysical Journal, v. 9, p.284
  38. Ross F.E.: Photographs of Venus, 1928, Astrophysical Journal, vol. 68, p.57
  39. Slipher V.M.: A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus, 1903, Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35
  40. Goldstein R.M., Carpenter R.L.: Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements, 1963, Science, v. 139, p. 910-911
  41. Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H.: New radar image of Venus, 1976, Science, v. 193, p. 1123
  42. Dunne, J & Burgess E, The Voyage of Mariner 10, 1978, SP-424. NASA
  43. Colin L, Hall C: The Pioneer Venus Program, 1977, Space Science Reviews 20.
  44. Venus Express, ESA honlap
  45. Kilövésre készülődik a japán Vénusz-szonda. (Hozzáférés: 2010. március 22.)
  46. http://esztergom.mcse.hu/files/old/magyar/venusztabla.html

Kapcsolódó szócikkek[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

További információk[szerkesztés | forrásszöveg szerkesztése]

Commons
A Wikimédia Commons tartalmaz Vénusz témájú médiaállományokat.