Wenus

Wenus
♀
Ilustracja
Planeta Wenus w naturalnych kolorach, sfotografowana przez sondę Mariner 10
Odkrywca

nieznany; planeta znana w starożytności

Charakterystyka orbity (J2000)
Ciało centralne

Słońce

Półoś wielka

1,0821×1011 m
0,72333199 au[1]

Obwód orbity

6,80×1011 m
4,545 au

Mimośród

0,00677323[1]

Perycentrum

107 476 002 km
0,71843270 au

Apocentrum

108 941 849 km
0,72823128 au

Okres orbitalny

224,701 d
0,615 roku[1]

Synodyczny okres obiegu

583,92 d[1]

Prędkość ruchu

35,259−34,784 km/s
średnio: 35,020 km/s

Długość węzła wstępującego

76.68069°[1]

Nachylenie orbity

względem ekliptyki: 3,39471°
względem równika słonecznego: 3,86°

Charakterystyka fizyczna
Typ planety

planeta skalista

Masa

4,867×1024 kg

Promień

6051,8 km
(0,950 R🜨)[1]

Promień równikowy

6051,8 [1]

Promień biegunowy

6051,8 [1]

Spłaszczenie

0,000 [1]

Pole powierzchni

4,60×108 km²
(0,902 Ziemi)

Objętość

9,2843×1011 km³
(0,857 Ziemi)[1]

Gęstość

5243 kg/m³[1]

Okres obrotu

−5832,6 h[1]
(−243,025 d; obrót wsteczny)

Prędkość obrotu

6,52 km/h

Nachylenie osi obrotu

2,64°[1]

Przyspieszenie grawitacyjne

8,87 m/s²
(0,907 g)[1]

Prędkość ucieczki

10,36 km/s[1]

Albedo

0,689[1]

Temperatura powierzchni

średnio: 737 K

Satelity naturalne

brak

Charakterystyka atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne

92 bar[1]
92 000 hPa

Skład atmosfery

Wenus – druga pod względem odległości od Słońca planeta Układu Słonecznego. Jest trzecim pod względem jasności ciałem niebieskim widocznym na niebie, po Słońcu i Księżycu. Jej obserwowana wielkość gwiazdowa sięga −4,6m. Ponieważ Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemia, zawsze jest widoczna w niewielkiej odległości kątowej od niego; jej maksymalna elongacja to 47,8°. Odległość Wenus od Ziemi zmienia się w zakresie od około 40 mln km do około 259 mln km[2].

Nazwa planety wzięła się od rzymskiej bogini miłości, Wenus. Na niebie planeta jest widoczna przez około trzy godziny przed wschodem Słońca[3] nad wschodnim horyzontem lub po zachodzie Słońca[3] nad zachodnim horyzontem. Nieodłączna towarzyszka wschodzącego i zachodzącego Słońca, nazywana jest także Gwiazdą Poranną (Zaranną, Porankową) lub Jutrzenką (łac. Stella Matutina), kiedy zwiastuje wschód Słońca, albo Gwiazdą Wieczorną, która finalizuje jego zachód.

Wenus jest klasyfikowana jako planeta skalista (inaczej: typu ziemskiego) i jest czasami nazywana „planetą bliźniaczą” albo „siostrą Ziemi” – ze względu na podobną wielkość, masę i skład chemiczny[4]. Atmosfera Wenus jest jednak zupełnie odmienna od ziemskiej. Jest pokryta nieprzezroczystą warstwą dobrze odbijających światło chmur kwasu siarkowego, które nie pozwalają na obserwację jej powierzchni z kosmosu w świetle widzialnym. Ma najgęstszą atmosferę ze wszystkich planet skalistych w Układzie Słonecznym, składającą się głównie z dwutlenku węgla. Na Wenus nie ma obiegu węgla, który powodowałby wiązanie węgla w skałach. Nie stwierdzono na niej również śladów organizmów żywych, które by go wiązały w biomasie. Istnieją przypuszczenia, że w przeszłości na Wenus były oceany, tak jak na Ziemi[5], ale odparowały, gdy temperatura powierzchni wzrosła. Obecny krajobraz Wenus jest suchy i pustynny, tworzony przez pokryte pyłem skały. Woda w atmosferze najprawdopodobniej dysocjowała, a z powodu braku pola magnetycznego, wodór został wywiany w przestrzeń międzyplanetarną przez wiatr słoneczny[6]. Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni planety jest około 92 razy większe niż na Ziemi.

Ukształtowanie powierzchni Wenus było przedmiotem spekulacji aż do drugiej połowy XX wieku, gdy zostało zbadane przez sondy Wenera i Magellan. Powierzchnia Wenus została ukształtowana przez zjawiska wulkaniczne, zachodzące w skali znacznie większej niż na Ziemi, a duże stężenie związków siarki w atmosferze wskazuje na trwającą ciągle aktywność wulkaniczną[7][8]. Jednak brak obserwowanych przepływów lawy w okolicach odkrytych kalder pozostaje zagadką. Jest niewiele widocznych kraterów uderzeniowych, co wskazuje, że powierzchnia jest stosunkowo młoda – ma około 300–600 milionów lat[9][10]. Nie ma tektoniki płyt, prawdopodobnie dlatego, że jej skorupa jest zbyt sztywna[9].

Warunki fizyczne

Wenus jest jedną z czterech planet skalistych w Układzie Słonecznym. Pod względem wielkości i masy jest bardzo podobna do Ziemi, przez co często opisywana jest jako siostra naszej planety[4][11]. Średnica Wenus wynosi 95% ziemskiej, a jej masa jest równa 81,5% masy Ziemi. Jednakże warunki na powierzchni Wenus różnią się diametralnie od tych na Ziemi z powodu gęstej atmosfery, złożonej głównie z dwutlenku węgla. Stanowi on 96,5% masy atmosfery, podczas gdy pozostałe 3,5% to głównie azot[12].

Przypuszczalna budowa wnętrza Wenus: pod grubą skorupą istnieje płaszcz otaczający metaliczne jądro

Struktura wewnętrzna

Bez danych sejsmicznych oraz informacji o momencie bezwładności, niewiele można stwierdzić na temat struktury wewnętrznej Wenus[13]. Jednak podobieństwa wielkości i gęstości między Wenus a Ziemią sugerują, że obie planety mają podobną budowę wewnętrzną, mają jądro, płaszcz i skorupę. Podobnie jak ziemskie, jądro Wenus jest przynajmniej częściowo płynne, ponieważ wnętrza obu planet ochładzają się w podobnym tempie[14]. Mniejsza średnica i masa Wenus sugerują, że w jej wnętrzu panuje ciśnienie nieco mniejsze niż we wnętrzu Ziemi. Największą różnicą między obiema planetami jest brak tektoniki płyt na Wenus, prawdopodobnie związany ze znikomą zawartością wody w skorupie i skałach płaszcza. Skutkiem tego jest zmniejszony odpływ ciepła z wnętrza planety i jego wolniejsze ochładzanie, a to jest prawdopodobnym wytłumaczeniem braku pola magnetycznego[15].

Geografia

Około 80% powierzchni Wenus stanowią równiny wulkaniczne, w tym 70% to równiny pokryte niskimi grzbietami, a pozostałe 10% jest gładkie lub pofalowane[16]. Dwie wyżyny, o rozmiarach ziemskich kontynentów, wypełniają resztę jej powierzchni. Jedna leży na północnej półkuli planety, druga, większa znajduje się na południe od równika. Północny obszar wyżynny to Ishtar Terra (Ziemia Isztar), nazwana imieniem Isztar, babilońskiej bogini miłości; ma on wielkość mniej więcej taką jak Australia. Najwyższe góry na Wenus, Maxwell Montes (Góry Maxwella), leżą na Ziemi Isztar. Ich najwyższy szczyt znajduje się 11 km powyżej średniego poziomu powierzchni Wenus. Południowy obszar wyżynny nosi nazwę Aphrodite Terra (Ziemia Afrodyty), od greckiej bogini miłości Afrodyty i jest większy od północnego, ma rozmiary podobne do Ameryki Południowej. Sieć spękań i uskoków pokrywa większość tego obszaru[17].

Mapa Wenus ukazująca obszary wyżynne na żółto: Ziemia Isztar znajduje się u góry mapy, a Ziemia Afrodyty tuż poniżej równika

Oprócz kraterów, gór i dolin powszechnie spotykanych na innych planetach skalistych, Wenus ma szereg unikalnych cech powierzchni. Należą do nich wulkaniczne kopuły o płaskich szczytach nazywane farra, mające od 20 do 50 km średnicy i 100–1000 m wysokości i przypominające wyglądem naleśniki; gwiaździste systemy pęknięć rozchodzących się od jednego punktu o nazwie novae; twory złożone z promieniowych i koncentrycznych pęknięć, przypominające pajęcze sieci, znane jako arachnoidy oraz korony, okrągłe pierścienie pęknięć niekiedy otoczone depresją. Wszystkie te formacje są pochodzenia wulkanicznego. Istnienie niemal płaskich wulkanów wskazuje, że zostały utworzone z lawy o małej lepkości jaką jest lawa bazaltowa[18].

Większość elementów powierzchni Wenus nosi nazwy pochodzące od historycznych lub mitologicznych kobiet[19]. Wyjątkami są Maxwell Montes, nazwane na cześć Jamesa Clerka Maxwella i wyżynne regiony Alpha Regio i Beta Regio. Te trzy nazwy zostały nadane zanim Międzynarodowa Unia Astronomiczna przyjęła konwencję nazewnictwa cech powierzchni Wenus[20].

Długość planetograficzna tworów na powierzchni Wenus jest wyrażona w stosunku do jej południka zerowego. Pierwotnie poprowadzono go przez jasny punkt na obrazach radarowych, położony w środku owalnej korony nazwanej Eve Corona, położonej na południe od Alpha Regio[21]. Po zakończeniu misji Wenera na nowo określono położenie południka zerowego, obecnie przechodzi on przez centralne wzniesienie w kraterze Ariadne[22][23].

Geologia

Obraz powierzchni Wenus w fałszywych kolorach, uzyskany ze zdjęć radarowych sondy Magellan

Znaczna część powierzchni Wenus wydaje się być ukształtowana przez działalność wulkaniczną. Wenus ma kilka razy więcej wulkanów niż Ziemia, na jej powierzchni jest co najmniej 167 ogromnych wulkanów, które mają ponad 100 km średnicy. Jedynym kompleksem wulkanicznym tej wielkości na Ziemi jest Hawaiʻi na Hawajach[18]. Przypuszczalnie przyczyną tego nie jest większa aktywność wulkaniczna Wenus, ale jej starsza skorupa. Skorupa oceaniczna na Ziemi stale podlega subdukcji na styku płyt tektonicznych, a jej średni wiek to około 100 milionów lat[24], podczas gdy wiek powierzchni Wenus szacuje się na 300–600 milionów lat[9][18].

Jest kilka dowodów aktywności wulkanicznej na Wenus. Radzieckie sondy programu Wenera, Wenera 11 i Wenera 12 wykryły ciągły strumień piorunów, lądownik Wenera 12 zarejestrował potężny grzmot wkrótce po wylądowaniu. Europejska sonda Venus Express potwierdziła częste występowanie błyskawic między chmurami w atmosferze Wenus[25]. Podczas gdy burzom na Ziemi towarzyszą opady deszczu, na Wenus występują opady kwasu siarkowego w górnych warstwach atmosfery, który odparowuje około 25 km nad powierzchnią. Jednym z możliwych źródeł są chmury wulkanicznego popiołu, w których dochodzi do wyładowań także na Ziemi. Pomiary stężenia dwutlenku siarki w atmosferze wykazały jego dziesięciokrotny spadek w latach 1978 i 1986. Może to oznaczać, że jego koncentracja została wcześniej zwiększona przez dużą erupcję wulkanu[26].

Kratery uderzeniowe na Wenus, obraz radarowy przedstawiony w rzucie ukośnym

Na powierzchni planety istnieje prawie tysiąc równomiernie rozłożonych kraterów. Na innych ciałach pokrytych kraterami, takich jak Ziemia i Księżyc, kratery wykazują różny stopień degradacji. Na Księżycu jest ona powodowana przez kolejne uderzenia, podczas gdy na Ziemi zachodzi głównie erozja wynikająca z działania wiatru i deszczu. Jednak na Wenus, około 85% kraterów jest w idealnym stanie, co oznacza, że są geologicznie młode. To i niewielka liczba kraterów wskazuje, że powierzchnia planety uległa odnowieniu w skali globalnej 300–600 mln lat temu[9][10], po czym zmalała aktywność wulkaniczna[27]. Uważa się, że przeciwieństwie do Ziemi, której skorupa jest w ciągłym ruchu, na Wenus pozbawiona wody, która zmniejszyłaby jej lepkość, skorupa jest na to zbyt sztywna. Wenus może zamiast tego uwalniać wewnętrzne ciepło w okresowych zjawiskach gwałtownego przekształcenia powierzchni[9]. Bez tektoniki płyt, możliwość odprowadzania ciepła z jej płaszcza jest znacznie mniejsza niż na Ziemi. W długim okresie pozornej stagnacji temperatura płaszcza wzrasta, aż do osiągnięcia poziomu krytycznego, gdy skorupa ulega znacznemu osłabieniu. Następnie, w ciągu około 100 milionów lat, na ogromną skalę zachodzi proces subdukcji, niemal całkowicie niszczący dawną skorupę planety[28], w miejsce której powstaje nowa[18].

Kratery uderzeniowe na Wenus mają średnice od 3 do 280 km. Nie ma kraterów mniejszych niż 3 km, z powodu gęstej atmosfery. Obiekty z energią kinetyczną mniejszą niż pewna krytyczna wartość są spowalniane w atmosferze, tak że nie mogą tworzyć kraterów uderzeniowych[29]. Nadlatujące ciała o średnicy mniejszej niż 50 metrów spalają się w atmosferze przed dotarciem do powierzchni planety[30].

Atmosfera i klimat

Struktura chmur Wenus widoczna na zdjęciu wykonanym w świetle widzialnym i nadfiolecie przez sondę Mariner 10

Wenus ma gęstą atmosferę, która składa się głównie z dwutlenku węgla i niewielkiej ilości azotu. Masa atmosfery jest 93 razy większa od ziemskiej, podczas gdy ciśnienie na powierzchni planety jest około 92 razy większe niż na Ziemi i odpowiada ciśnieniu w ziemskich oceanach na głębokości prawie 1 km. Gęstość przy powierzchni wynosi 65 kg/m³ (6,5% gęstości wody). Bogata w dwutlenek węgla atmosfera, w której występują grube chmury dwutlenku siarki, generuje najsilniejszy efekt cieplarniany na planetach Układu Słonecznego, przez co temperatura na powierzchni sięga 460 °C[31]. To sprawia, że powierzchnia Wenus ma wyższą temperaturę niż powierzchnia Merkurego, którego temperatura powierzchni waha się od −220 do 420 °C[32], mimo że Wenus jest prawie dwukrotnie dalej od Słońca i tym samym otrzymuje 25% energii słonecznej, która dociera do Merkurego. Często mówi się, że powierzchnia Wenus przypomina piekło[33].

Badania sugerują, że kilka miliardów lat temu atmosfera Wenus była bardziej podobna do ziemskiej, a na powierzchni prawdopodobnie występowały znaczne ilości wody w stanie ciekłym, ale odparowanie tych pierwotnych oceanów spowodowało lawinowo narastający efekt cieplarniany, aż do krytycznego poziomu gazów cieplarnianych w atmosferze[34].

Bezwładność cieplna i przekazywanie ciepła przez wiatry w niższych warstwach atmosfery oznacza, że temperatura powierzchni Wenus nie różni się znacznie między dniem i nocą, pomimo bardzo wolnych obrotów. Wiatry na powierzchni są powolne, osiągają kilka kilometrów na godzinę, ale z powodu dużej gęstości atmosfery wywierają one znaczną siłę na przeszkody, przenosząc pył i małe kamienie na powierzchni. Mogłoby to znacznie utrudnić ludziom chodzenie[35].

Ponad gęstą warstwą CO
2 znajdują się grube chmury, składające się głównie z dwutlenku siarki i kropli kwasu siarkowego[36][37]. Chmury te odbijają około 60% światła słonecznego z powrotem w kosmos, a także uniemożliwiają bezpośrednie obserwacje powierzchni planety w świetle widzialnym (do powierzchni Wenus dociera zaledwie 1% światła – podobnie jak w przypadku najgrubszych chmur na Ziemi). Stałe zachmurzenie oznacza, że chociaż Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemia, jej powierzchnia nie jest dobrze oświetlona. Silne wiatry o prędkości 300 km/h występują na szczytach chmur, okrążając planetę w ciągu czterech do pięciu dni ziemskich[38]. Wenusjańskie wiatry mogą wiać z prędkością do 60 razy większą od prędkości rotacji planety, podczas gdy najszybsze ziemskie wiatry osiągają 10% do 20% prędkości obrotu Ziemi[39].

Powierzchnia Wenus ma prawie jednakową temperaturę w dzień i nocy oraz na równiku i biegunach[1][40]. Nachylenie osi obrotu planety wynosi niecałe trzy stopnie, znacznie mniej niż nachylenie osi Ziemi, co minimalizuje także sezonowe wahania temperatury[41]. Występują znaczne różnice temperatury związane z wysokością. W 1995 roku sonda Magellan zarejestrowała obraz silnie odbijającej światło substancji na najwyższych szczytach górskich, która wyraźnie przypominała ziemski śnieg. Substancja ta prawdopodobnie pojawiła się tam w podobnym procesie jak śnieg, choć zachodzącym w znacznie wyższej temperaturze: zbyt lotna, aby skondensować na powierzchni, wzniosła się w postaci gazowej do wyższych, chłodniejszych warstw atmosfery, skąd następnie spadła w postaci opadu atmosferycznego. Natura tej substancji nie jest pewna, do możliwych kandydatów należą pierwiastkowy tellur i siarczek ołowiu (galena)[42].

Chmury Wenus czasami wytwarzają pioruny[43]. Wykrycie ich przez sondy Wenera budziło kontrowersje. Dopiero w latach 2006–2007 sonda Venus Express wyraźnie potwierdziła istnienie charakterystycznych fal elektromagnetycznych, wytwarzanych przez błyskawice. Ich okresowy charakter wskazuje na związek z aktywnością pogodową. Częstość uderzeń piorunów na Wenus jest o połowę mniejsza niż na Ziemi[43]. W 2007 sonda Venus Express odkryła także istnienie potężnego podwójnego wiru atmosferycznego na biegunie południowym[44][45].

Pole magnetyczne i jądro

W 1980 roku orbiter Pioneer Venus odkrył, że pole magnetyczne Wenus jest znacznie słabsze niż na Ziemi. Jest ono generowane przez oddziaływanie między jonosferą a wiatrem słonecznym[46], a nie przez wewnętrzne dynamo w jądrze planety, tak jak w przypadku Ziemi. Magnetosfera Wenus w małym stopniu chroni atmosferę przed promieniowaniem kosmicznym. Promieniowanie to może jonizować cząstki atmosfery i prowadzić do wyładowań między chmurami[47].

Brak wewnętrznego pola magnetycznego Wenus był zaskoczeniem, ponieważ jest ona podobna do Ziemi pod względem wielkości i oczekiwano, że w jej jądrze może również działać dynamo magnetohydrodynamiczne. Wymaga ono przewodnictwa elektrycznego cieczy, jej obrotu i konwekcji. Sądzi się, że materia tworząca jądro jest przewodząca i choć jej obroty są często uznawane za zbyt powolne, symulacje pokazują, że wystarczałyby one do wzbudzenia dynama[48][49]. Oznacza to, że brak wewnętrznego pola magnetycznego jest skutkiem braku konwekcji w jądrze Wenus. W ciekłym jądrze zewnętrznym Ziemi występuje konwekcja, ponieważ dolna warstwa cieczy jest znacznie gorętsza od górnej. Na Wenus między epizodami globalnego odnowienia powierzchni nie zachodzą ruchy skorupy; przepływ ciepła przez nią jest mały, a to powoduje wzrost temperatury płaszcza. W efekcie zmniejsza się gradient ciepła w jądrze, co uniemożliwia konwekcję i generację pola magnetycznego[15].

Wenus nie ma stałego jądra wewnętrznego[50] lub jej jądro obecnie się nie ochładza, w związku z czym ciekła część jądra ma w przybliżeniu jednolitą temperaturę. Inną możliwością jest całkowite zestalenie jądra. Stan jądra zależy silnie od stężenia siarki, a ono nie jest znane[15].

Orbita i rotacja

Porównanie wielkości planet skalistych (od lewej do prawej): Merkury, Wenus, Ziemia i Mars
Wenus obraca się wokół własnej osi w przeciwnym kierunku niż większość planet Układu Słonecznego

Wenus obiega Słońce w średniej odległości około 108 milionów kilometrów (około 0,7 j.a.), a jej okres obiegu to 224,65 dni. Wszystkie orbity planet są eliptyczne, orbita Wenus jest najbardziej zbliżona do kołowej, jej mimośród jest mniejszy niż 0,01[1]. Kiedy Wenus znajduje się między Ziemią a Słońcem, w położeniu znanym jako złączenie dolne, jest planetą najbliższą Ziemi, odległą średnio o 41 milionów km; planeta osiąga to położenie średnio co 584 dni[1] (synodyczny okres obiegu). Z powodu malejącego mimośrodu orbity Ziemi minimalna odległość będzie rosła. Od roku 1 do 5383 naszej ery zajdzie łącznie 526 zbliżeń na odległość mniejszą niż 40 milionów km, przez następne ok. 60 200 lat żadne nie będzie tak bliskie[51]. W okresach większej ekscentryczności Wenus może zbliżyć się na odległość 38,2 milionów kilometrów[1].

Oglądane sponad płaszczyzny ekliptyki, od strony północnego bieguna Słońca, wszystkie planety krążą w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara (w lewo), większość planet również obraca się wokół osi w lewo, jednak Wenus obraca się w prawo. Obecny okres obrotu Wenus reprezentuje stan równowagi między pływami wywoływanymi przez grawitację Słońca, które spowalniają obrót a pływami w atmosferze, wywoływanymi jej ogrzewaniem przez promienie słoneczne, przyspieszającymi obrót. Po powstaniu Wenus w mgławicy przedsłonecznej, jej okres obrotu i nachylenie mogły być zupełnie inne, a obecny stan wynika z chaotycznych zmian spowodowanych zaburzeniami wywoływanymi przez inne planety i pływami w jej gęstej atmosferze. Zmiana okresu rotacji prawdopodobnie zachodziła na przestrzeni miliardów lat[52][53].

Wenus obraca się w ciągu 243 dób ziemskich; jest to najdłuższy okres obrotu spośród wszystkich planet Układu Słonecznego. Na równiku powierzchnia Wenus obraca się z prędkością liniową 6,5 km/h (dla porównania prędkość ta dla Ziemi wynosi 1670 km/h)[54]. Na Wenus doba gwiazdowa trwa dłużej (243 doby ziemskie) niż okres obiegu dookoła Słońca, czyli wenusjański rok (224,65 doby ziemskiej) – jednak z powodu rotacji wstecznej długość doby słonecznej jest znacznie mniejsza niż doby gwiazdowej. Dla obserwatora na powierzchni Wenus między kolejnymi wschodami Słońca mija 116,75 dnia ziemskiego (doba słoneczna Wenus jest krótsza niż 176-dniowa doba słoneczna Merkurego)[55], przy czym Słońce wstaje na „zachodzie” i zachodzi na „wschodzie”. W wyniku stosunkowo długich dób słonecznych rok na Wenus trwa 1,92 wenusjańskiej doby[55].

584-dniowy średni czas między kolejnymi zbliżeniami do Ziemi jest niemal dokładnie równy pięciu wenusjańskim dobom słonecznym. Nie wiadomo, czy to przypadek, czy wynik oddziaływania pływowego między planetami[56].

Wenus nie ma obecnie naturalnego satelity[57], choć planetoida 2002 VE68 utrzymuje quasi-satelitarną relację z planetą[58]. W XVII wieku kilku astronomów, w tym Giovanni Cassini, ogłosiło, że udało się im zaobserwować księżyc Wenus; przez następne 200 lat zgłaszano podobne obserwacje. Większość z nich można wyjaśnić pomyleniem pobliskiej gwiazdy z księżycem.

Według Alex Alemi i Davida Stevensona z Kalifornijskiego Instytutu Technicznego, badania modeli Układu Słonecznego z 2006 wskazują, że jest bardzo prawdopodobne, że miliardy lat temu Wenus miała przynajmniej jeden księżyc, utworzony przez ogromne zderzenie[59][60]. Około 10 milionów lat później, według tych badań, inne uderzenie mogło przyczynić się do odwrócenia kierunku obrotu planety. Oddziaływanie pływowe spowodowało, że księżyc Wenus stopniowo obniżał orbitę[61], aż do uderzenia i połączenia się z Wenus. Jeśli później uderzenia stworzyły inne księżyce, także one zostały wchłonięte w ten sposób. Alternatywnym wyjaśnieniem braku satelitów są silne pływy słoneczne, które mogą destabilizować orbity dużych satelitów krążących wokół planet wewnętrznych[57].

Obserwacja

Wenus jest zawsze jaśniejsza od najjaśniejszych (prócz Słońca) gwiazd

Na nocnym niebie Wenus zawsze świeci jaśniej od najjaśniejszych gwiazd. Jej obserwowana wielkość gwiazdowa zmienia się od −3,8 do −4,6m[62]. Jest wystarczająco jasna, by obserwować ją nawet w środku dnia i może być łatwo zauważona, gdy Słońce jest nisko nad horyzontem. Jest planetą dolną i nigdy nie oddala się od Słońca na więcej niż około 47°[62].

Wenus „dogania” Ziemię na orbicie wokół Słońca co 584 dni[1]. Zmienia się wtedy z „gwiazdy wieczornej” widocznej po zachodzie Słońca, w „gwiazdę poranną” widoczną przed wschodem. O ile Merkury, druga planeta dolna, ma maksymalną elongację (odchylenie od Słońca) około 28° i jego obserwacja jest przez to utrudniona, Wenus jest bardzo łatwo zauważalna. Jej duża maksymalna elongacja powoduje, że jest widoczna długo po zachodzie Słońca.

Ze względu na dużą jasność i położenie nisko nad horyzontem, które sprzyja powstawaniu anomalii optycznych, Wenus jest najczęściej zgłaszanym obiektem naturalnym mylonym z UFO[63].

Fazy Wenus i zmiany jej obserwowanej średnicy

Obserwując Wenus w czasie jej obiegu wokół Słońca, można dostrzec, że przechodzi ona przez kolejne fazy, podobnie jak Księżyc. Osiąga „pełnię”, gdy jest po przeciwnej stronie Słońca niż Ziemia; ma wtedy najmniejszą obserwowaną średnicę. Jej jasność następnie rośnie i osiąga maksimum w „kwadrze”, gdy jej elongacja jest największa. Później zamienia się w coraz węższy „rogal”, jednocześnie zwiększając swoje obserwowalne rozmiary. Gdy znajduje się między Ziemią a Słońcem, jest w „nowiu”. Dzięki istnieniu atmosfery, w teleskopach jest wówczas widoczny jasny pierścień rozproszonego w niej światła[62].

Tranzyt Wenus w 2012 roku, sfotografowany przez japońską sondę Hinode

Orbita Wenus jest lekko nachylona w stosunku do ziemskiej, dlatego gdy przechodzi ona między naszą planetą a Słońcem, zwykle nie przesłania jego tarczy. Przejście Wenus na tle tarczy Słońca (tranzyt Wenus) ma miejsce, gdy jej koniunkcja ze Słońcem wypada w momencie przejścia przez płaszczyznę orbity Ziemi. Takie tranzyty powtarzają się w cyklach trwających 243 lata. W trakcie każdego cyklu są cztery tranzyty, w odstępach 121,5, 8, 105,5 i 8 lat. Ostatnie dwa tranzyty nastąpiły 8 czerwca 2004 i 6 czerwca 2012. Poprzednie dwa tranzyty nastąpiły w grudniu 1874 i grudniu 1882. Kolejne dwa nastąpią w grudniu 2117 i grudniu 2125[64]. Tranzyty Wenus miały duże znaczenie astronomiczne, ponieważ pozwoliły określić odległość Ziemi od Słońca, a tym samym rozmiary całego Układu Słonecznego. Dotarcie przez Jamesa Cooka do wschodniego wybrzeża Australii w 1771 było konsekwencją wyprawy na Tahiti, podjętej w 1768 roku w celu obserwacji tranzytu Wenus[65][66].

Jedną z niewyjaśnionych zagadek dotyczących tej planety jest tak zwane światło popielate Wenus – słaby poblask nieoświetlonej strony Wenus, który był dostrzegany w czasie jej kwadr. Pierwsza obserwacja tego światła nastąpiła w 1643 roku, ale do tej pory zjawisko nie zostało wiarygodnie potwierdzone. Część obserwatorów podejrzewa, że jego źródłem mogą być wyładowania w atmosferze Wenus lub rozproszenie światła w atmosferze[67], ale może to być również złudzenie optyczne, wywoływane przez obserwację bardzo jasnego „półksiężyca” planety[68].

Badania

Wczesne obserwacje

Odkryte przez Galileusza fazy Wenus dowiodły, że krąży ona wokół Słońca, a nie Ziemi
Kolejne koniunkcje Wenus ze Słońcem następują w przybliżeniu 13 razy na 8 lat ziemskich (ruch Wenus i Ziemi jest bliski rezonansu 13:8); z tego powodu wykres jej położenia na niebie ma pięciokątną symetrię

Wenus była znana antycznym cywilizacjom jako „gwiazda poranna” lub „gwiazda wieczorna”. Kilka historycznych kultur uważało jednak, że są to dwa osobne obiekty. Stwierdzenie, że jest to ten sam obiekt zwykle przypisuje się Pitagorasowi w VI wieku p.n.e. Uznawał on jednak, że krąży ona wokół Ziemi[69].

Przejście Wenus na tle tarczy Słońca jako pierwszy zaobserwował perski astronom Awicenna w 1032 roku. Wywnioskował z tego, że Wenus jest bliżej Ziemi niż Słońce[70][71]. W XII wieku astronom Ibn Bajjah z Andaluzji obserwował „dwie planety jako czarne plamy na tarczy Słońca”. W XIII wieku astronom Qotb al-Din Shirazi zinterpretował to jako obserwacje tranzytów Wenus i Merkurego[72].

Na początku XVII wieku Galileusz, obserwując Wenus przez teleskop, odkrył, że przechodzi ona przez fazy podobnie jak Księżyc, od pełni do nowiu i z powrotem. Kiedy Wenus znajduje się najdalej od Słońca na niebie, jest widoczna jako półkole, a gdy najbliżej, jako wąski rogal lub prawie pełne koło. Jest to możliwe jedynie jeśli Wenus krąży wokół Słońca; ta obserwacja była jedną z pierwszych, które całkowicie przeczyły geocentrycznemu systemowi Ptolemeusza[73].

Atmosfera Wenus została odkryta w 1761 przez Michaiła Łomonosowa[74][75]. W 1790 roku obserwował ją niemiecki astronom Johann Schröter. Odkrył, że gdy widoczny jest wąski rogal Wenus, rogi tego rogala obejmują nieco więcej niż 180°. Prawidłowo odgadł, że przyczyną jest rozpraszanie światła w gęstej atmosferze Wenus. Pod koniec XIX wieku, amerykański astronom Chester Smith Lyman zaobserwował pełny okrąg wokół ciemnej strony Wenus w czasie jej koniunkcji ze Słońcem, dostarczając dalszych dowodów jej istnienia[76]. Obecność atmosfery utrudniała określenie okresu obrotu Wenus. Na podstawie obserwacji widocznych szczegółów jej tarczy Schröter i włoski astronom Giovanni Cassini nieprawidłowo oszacowali ten czas na około 24 godziny[77].

Obserwacje naziemne w XX wieku

Do XX wieku nie nastąpił wyraźny postęp w badaniach Wenus. Gęsta atmosfera uniemożliwia obserwację powierzchni, a jej tarcza w świetle widzialnym jest jednorodna. Dopiero zastosowanie spektroskopii, obserwacji radarowych i w nadfiolecie pozwoliło zaobserwować szczegóły. W 1920 roku amerykański astronom Frank Elmore Ross przeprowadził obserwacje Wenus w nadfiolecie i odkrył, że można w ten sposób dostrzec szczegóły niewidoczne w zakresie widzialnym i podczerwieni. Podejrzewał, że przyczyną jest bardzo gęsta dolna atmosfera Wenus i chmury pierzaste powyżej niej[78].

Obserwacje spektroskopowe przeprowadzone w pierwszych latach XX wieku dostarczyły pierwszych danych o szybkości obrotu planety. Vesto Slipher próbował zmierzyć przesunięcie Dopplera w świetle Wenus, ale nie wykrył żadnego. Wywnioskował, że Wenus obraca się o wiele wolniej niż wcześniej sądzono[79]. Późniejsze obserwacje z lat 50. XX wieku wykazały, że obraca się ona ruchem wstecznym. Obserwacje radarowe powierzchni Wenus przeprowadzone w latach 60. pozwoliły dokładnie określić prędkość rotacji[80].

W latach 70. XX wieku za pomocą radaru określono pierwsze szczegóły powierzchni Wenus. Impulsy radiowe wysyłane z Obserwatorium Arecibo w kierunku Wenus, po odbiciu od jej powierzchni, ujawniły dwa silnie odbijające obszary, nazwane Alfa i Beta Regio. Wykryły też jasny region sugerujący istnienie gór, które nazwano Maxwell Montes[81][82].

Eksploracja

Pierwsze misje

Mariner 2 wystrzelony w 1962 roku

Pierwszą sondą kosmiczną wysłaną na Wenus była radziecka sonda Wenera 1, wysłana 12 lutego 1961 w ramach programu Wenera. Miała ona dotrzeć do Wenus po trajektorii kolizyjnej, jednak kontakt z nią urwał się 7 dni po starcie, w odległości 2 milionów kilometrów od Ziemi. Szacuje się, że minęła Wenus w odległości 100 tys. km w połowie maja 1961[83].

Równocześnie amerykański program Mariner również rozpoczął się fiaskiem pierwszej misji. Sonda Mariner 1 uległa zniszczeniu w pierwszych minutach po starcie, 22 lipca 1962. Druga sonda Mariner 2, wysłana 27 sierpnia 1962, dotarła zgodnie z planem w okolice Wenus po 109 dniach lotu i przeleciała 34 833 km nad jej atmosferą, wykonując w ten sposób pierwszą w historii udaną misję międzyplanetarną. Badając jej powierzchnię za pomocą radiometrów mikrofalowych i podczerwonych odkryła, że choć chmury nad Wenus są chłodne, jej powierzchnia ma temperaturę co najmniej 425 °C. Ten pomiar ostatecznie rozwiał nadzieje na znalezienie na powierzchni Wenus życia. Badania przeprowadzone przez sondę Mariner 2 pozwoliły oprócz tego precyzyjniej określić masę Wenus i wielkość jednostki astronomicznej. Sonda nie wykryła jednak pola magnetycznego ani pasów radiacyjnych wokół planety[84].

Wejścia w atmosferę

Radziecka sonda kosmiczna Wenera 3 dotarła do powierzchni Wenus 1 marca 1966. Był to pierwszy obiekt stworzony przez człowieka, który wszedł w atmosferę innej planety i osiągnął jej powierzchnię. System komunikacyjny jednak zawiódł i sonda nie przekazała na Ziemię żadnych danych[85]. Kolejną sondą była Wenera 4, która 18 października 1967 weszła w atmosferę i wykonała serię pomiarów. Zmierzyła, że temperatura powierzchni jest nawet wyższa niż ta określona przez Marinera 2 – około 500 °C, oraz że atmosfera składa się w 90–95% z CO
2. Atmosfera Wenus okazała się gęstsza niż zakładali twórcy sondy i opadanie Wenery 4 na spadochronach trwało tak długo, że jej baterie wyczerpały się, nim dotarła do powierzchni. Po 93 minutach opadania zamilkła na wysokości 24,96 km, gdzie ciśnienie wynosiło 18 barów[85].

Kolejna sonda przybyła na Wenus dzień później, 19 października 1967. Była to sonda Mariner 5, która przeleciała w odległości mniejszej niż 4000 km od powierzchni. Mariner 5 został wybudowany jako sonda rezerwowa dla misji Mariner 4 przeznaczonej do badania Marsa. Ponieważ misja Mariner 4 się powiodła, zapasową sondę przebudowano i wysłano na Wenus. Zestaw instrumentów był bardziej czuły niż na sondzie Mariner 2. W szczególności badanie rozpraszania fal radiowych pozwoliło uzyskać dane dotyczące składu, ciśnienia i gęstości atmosfery Wenus[86]. Dane z sond Wenera 4 i Mariner 5 były wspólnie badane przez radziecko-amerykański zespół naukowy przez kolejny rok[87]. Był to jeden z pierwszych przykładów współpracy międzynarodowej w badaniach kosmosu[88].

Uwzględniając dane zebrane w poprzednich misjach, ZSRR wysłał sondy Wenera 5 i Wenera 6, w odstępie pięciu dni w styczniu 1969. Dotarły do Wenus w odstępie jednego dnia w maju tego samego roku. Miały wzmocnioną konstrukcję, pozwalającą wytrzymać ciśnienie 25 barów, oraz mniejsze spadochrony, aby umożliwić szybsze opadanie. Ponieważ modele atmosfery Wenus zakładały, że ciśnienie na jej powierzchni wynosi 75-100 barów, nie przewidywano, że dotrą do powierzchni. Po przeprowadzeniu serii pomiarów przez około 50 minut, obie zostały zmiażdżone na wysokości około 20 km i spadły na powierzchnię Wenus po jej nocnej stronie[85].

Badania powierzchni i atmosfery

Sondę Wenera 7 wysłano w celu zebrania danych z powierzchni planety. W tym celu zbudowano ją ze wzmocnionych modułów, mogących wytrzymać ciśnienie 180 barów. Kapsuła lądownika została wstępnie schłodzona przed wejściem w atmosferę i wyposażona w specjalnie refowany spadochron, umożliwiający szybkie zejście, trwające 35 minut. Sonda weszła w atmosferę 15 grudnia 1970. Prawdopodobnie z powodu częściowo porwanego spadochronu, uderzyła w powierzchnię z dużą prędkością i uległa uszkodzeniu. Wysłała jednak słaby sygnał, przekazując przez 23 minuty dane dotyczące temperatury, pierwsze dane telemetryczne z powierzchni innej planety[85].

Artystyczne wyobrażenie sondy Wenera 9 na powierzchni planety

Kolejna sonda Wenera 8 wysyłała dane przez 50 minut, a sondy Wenera 9 oraz Wenera 10 przekazały pierwsze zdjęcia powierzchni Wenus. Sondy pokazały dwa zupełnie różne krajobrazy. Wenera 9 osiadła na stoku o nachyleniu 20 stopni, usianym kamieniami o rozmiarach 30–40 cm. Wenera 10 osiadła na bazaltowych płytach, pokrytych zwietrzałym materiałem[89].

W międzyczasie Stany Zjednoczone wysłały sondę Mariner 10, która wykorzystała asystę grawitacyjną Wenus w swoim locie do Merkurego. 5 lutego 1974 r. Mariner 10 przeleciał w odległości 5790 km od Wenus i wykonał ponad 4000 fotografii. Fotografie, choć najlepsze do tej pory uzyskane, w świetle widzialnym nie zawierały praktycznie żadnych szczegółów. W nadfiolecie ujawniły jednak wiele nieznanych wcześniej szczegółów jej atmosfery[90].

Orbiter Pioneer Venus 1 krążący wokół Wenus

Kolejny projekt USA, Pioneer Venus, zawierał w sobie dwie oddzielne misje[91]. Pierwszą był orbiter Pioneer Venus 1, który został wprowadzony na eliptyczną orbitę wokół Wenus 4 grudnia 1978 i pozostał na niej przez ponad trzynaście lat, wykonując radarowe mapy powierzchni i badając atmosferę. Drugą była sonda Pioneer Venus 2, która dostarczyła na Wenus cztery mniejsze próbniki, które weszły w atmosferę 9 grudnia 1978 i zebrały dane o jej składzie chemicznym, wietrze i przepływach ciepła[92].

W ciągu następnych czterech lat ZSRR wysłał na Wenus cztery kolejne sondy. Wenera 11 i Wenera 12 wykryły burze w atmosferze Wenus[93]. Wenera 13 i Wenera 14 wylądowały na jej powierzchni 1 i 5 marca 1982 i wykonały pierwsze kolorowe zdjęcia jej powierzchni. Wszystkie cztery sondy miały spadochrony, które otwierały dopiero na wysokości 50 km, aby wyhamować w gęstych niższych warstwach atmosfery. Wenera 13 i 14 zbadały próbki gleby przy pomocy promieniowania rentgenowskiego i spektrometru, oraz przeprowadziły próby pomiaru ściśliwości gruntu[93]. Ostatnimi sondami programu Wenera były sondy Wenera 15 i Wenera 16. Zostały one umieszczone na orbicie Wenus w październiku 1983 i wykonały mapy jej powierzchni za pomocą radarów z syntetyczną aperturą[94].

W 1985 roku Związek Radziecki kontynuował badania Wenus w ramach programu Wega. Przejście komety Halleya przez wewnętrzne obszary Układu Słonecznego dało okazję stworzenia misji do zbadania obu obiektów. W drodze do komety Halleya, statki kosmiczne Wega 1 i Wega 2 wypuściły w kierunku Wenus sondy identyczne z wcześniejszymi lądownikami Wenera, wyposażone w balony, które miały utrzymywać urządzenia pomiarowe w górnych partiach jej atmosfery. 11 i 15 czerwca 1985 na powierzchnię planety opadły lądowniki obu sond, natomiast balony zawisły na wysokości około 53 km i oba transmitowały dane przez około 46 godzin, zanim wyczerpały się ich baterie. Zebrane dane ujawniły o wiele intensywniejsze wiatry pionowe niż wcześniej oczekiwano[95].

Mapy radarowe

Mapa radarowa powierzchni Wenus wykonana przez sondę Magellan

Amerykańska sonda Magellan 4 maja 1989 rozpoczęła misję z zadaniem wykonania map powierzchni przy pomocy radaru[20]. Podczas trwającej ponad cztery lata pracy uzyskała ona obrazy o wysokiej rozdzielczości, znacznie przewyższającej wszystkie poprzednie mapy i porównywalne do zdjęć innych planet w świetle widzialnym. Pomiary Magellana obejmują mapy radarowe ponad 98% powierzchni Wenus[96] i w 95% dokumentują jej pole grawitacyjne. W 1994 roku Magellan został celowo wysłany w atmosferę Wenus i zniszczony celem określenia jej gęstości[97]. Wenus była też obserwowana przez sondy Galileo i Cassini podczas przelotów w trakcie ich podróży do planet zewnętrznych Układu Słonecznego, ale poza tymi obserwacjami, po zakończeniu misji Magellana badania kosmiczne Wenus zostały wstrzymane na ponad dziesięć lat[98][99].

Obserwacje atmosfery

Sonda Venus Express, zaprojektowana i zbudowana przez Europejską Agencję Kosmiczną, została wyniesiona przez rosyjską rakietę Sojuz-FG/Fregat 9 listopada 2005. 11 kwietnia 2006 weszła ona na orbitę okołobiegunową wokół Wenus[100]. Sonda prowadziła szczegółowe badania chmur i atmosfery, oraz właściwości jej powierzchni, w szczególności temperatury. Do jej zadań należało także sporządzenie mapy rozkładu plazmy wokół planety. Misja zaplanowana początkowo na 500 dni ziemskich, czyli około dwa lata wenusjańskie[100], została przedłużona do początku 2015 roku[101]. Jednym z pierwszych jej rezultatów było odkrycie potężnego podwójnego wiru atmosferycznego istniejącego nad południowym biegunem planety[100]. Sonda dostarczyła także dowodów na niedawną aktywność wulkaniczną na Wenus, stwierdzając istnienie potoków lawowych, których wiek szacuje się na nie więcej niż 2,5 miliona lat[100].

Sonda MESSENGER, wysłana przez NASA, podczas lotu na Merkurego wykonała dwa przeloty koło Wenus, w październiku 2006 i czerwcu 2007, wykonując przy tym obserwacje planety[102]. Podobnie sonda BepiColombo Europejskiej Agencji Kosmicznej w drodze do Merkurego wykonała przelot koło Wenus w 2020 i ma wykonać następny w 2021 roku[103].

Sondą przeznaczoną bezpośrednio do badań Wenus jest sonda Akatsuki, stworzona przez Japońską Agencję Kosmiczną (JAXA), która została wystrzelona 20 maja 2010 r. Z powodu awarii silnika wejście na orbitę w grudniu 2010 nie powiodło się[104][105], ale kontakt z sondą nie został utracony i po pięciu latach okrążania Słońca, 7 grudnia 2015, Akatsuki wszedł na orbitę wokół planety[106][107][108].

Przyszłe i rozważane misje

Schemat przebiegu misji DAVINCI+

W czerwcu 2021 roku agencja NASA ogłosiła wybór dwóch misji do Wenus w ramach programu Discovery. Sonda DAVINCI+ ma być próbnikiem atmosferycznym, który szczegółowo przeanalizuje skład atmosfery planety i wykona zdjęcia powierzchni. Orbiter VERITAS będzie obserwował planetę i wykona nowe, szczegółowe mapy radarowe, w szczególności koncentrując się na obszarach potencjalnej aktywności. Sondy mają wyruszyć do Wenus w latach 2028–2030[109][110]. W tym samym miesiącu ESA zapowiedziała, że na początku lat 2030. wyśle do Wenus orbiter EnVision z wszechstronną misją badania atmosfery, obserwacji powierzchni i badania budowy geologicznej[110].

Rosyjska agencja Roskosmos ma w planach wysłanie sondy Wenera-D, która ma obserwować planetę z orbity i wypuścić lądownik zdolny przetrwać dłuższy czas na powierzchni. Termin wysłania tej misji był już wielokrotnie przesuwany; możliwe jest wysłanie sondy w 2029 roku[111].

Artystyczne wyobrażenie łazika Venus Rover, chłodzonego dzięki zastosowaniu silnika Stirlinga, projektowanego przez NASA[112]

Inne propozycje przyszłych misji obejmują wysłanie łazików, aerobotów (sond balonowych) i bezzałogowych samolotów[113].

Misje załogowe

W latach 60. XX wieku w ramach programu Apollo zaproponowano załogowy przelot koło Wenus, przy użyciu technologii i pojazdów tego programu[114]. Misja planowana była na koniec października lub początek listopada 1973 r., przy wykorzystaniu rakiety Saturn V. Misja statku z trzyosobową załogą na pokładzie miała trwać około jednego roku. Cztery miesiące po wysłaniu statek miał minąć Wenus w odległości ok. 5000 km od powierzchni[114].

Naukowcy z ZSRR również opracowali program zakładający przelot statku kosmicznego z załogą. Program ten nazwano TMK (od ros. Тяжелый Межпланетный Корабль). Programu tego nie zrealizowano, gdyż pojazdy miały wykorzystywać zawodną rakietę N1, której wszystkie próby zakończyły się niepowodzeniem i prace nad nią przerwano w 1974.

Możliwości kolonizacji

Ze względu na niezwykle niesprzyjające warunki, kolonizacja powierzchni Wenus jest niemożliwa przy użyciu współczesnej techniki. Jednak około 50 km nad powierzchnią ciśnienie atmosferyczne i temperatura są podobne do warunków panujących na powierzchni Ziemi. Ziemskie powietrze (azot i tlen) jako lżejsze od dwutlenku węgla, mogłoby unosić się nad niższymi warstwami atmosfery Wenus. To sprawia, że pośród możliwości kolonizacji tej planety wymienia się rozległe, „pływające” w atmosferze planety miasta[115]. Aerostaty (balony lżejsze od powietrza) mogą być używane do wstępnej eksploracji, a następnie jako fundament stałych osiedli. Do licznych trudności inżynieryjnych związanych z tymi projektami należą niebezpieczne ilości kwasu siarkowego na tych wysokościach[115].

W kulturze

Do określania pojęć związanych z Wenus stosuje się przymiotnik wenusjański, od imienia Wenus pochodzi też łaciński przymiotnik weneryczny, którego jednak nie stosuje się w odniesieniu do planety. Wenus jest jedyną planetą w Układzie Słonecznym nazwaną imieniem postaci kobiecej[a], choć kobiece nazwy mają też trzy planety karłowate: Ceres, Eris i Haumea oraz wiele planetoid[116].

Znaczenia historyczne

Kodeks drezdeński, stworzony przez Majów, zawiera informacje o obserwacjach Wenus

Jako jeden z najjaśniejszych obiektów na niebie Wenus była znana od czasów prehistorycznych i zyskała trwałe miejsce w ludzkiej kulturze. Jest wspomniana już w babilońskich tabliczkach z pismem klinowym pochodzących z XVI wieku p.n.e[117]. Babilończycy nazywali ją Isztar od imienia bogini będącej ucieleśnieniem kobiecości i miłości[118].

Starożytni Egipcjanie wierzyli, że „gwiazda poranna” i „gwiazda wieczorna” to dwa odrębne obiekty, nazywając je odpowiednio Tioumoutiri i Ouaiti[119]. Podobnie starożytni Grecy uznawali ją za dwa ciała: poranne Fosforos (stgr. Φωσφόρος Phōsphóros, „niosący światło”) lub Heosforos (Ἐωσφόρος Heōsphóros, „niosący świt”) i wieczorne Hesperos (Ἓσπερος Hesperos, „wieczór”)[3][120]. Przed okresem klasycznym odkryli oni, że jest to jedna planeta i nazwali ją imieniem bogini miłości, Afrodyty[121][122][123]. Nazwa Hesperos została później przetłumaczona na łacinę jako Vesper („wieczór”, „pora wieczorna”), nazwa Phosphoros jako Lucifer („niosący światło”; pol. Lucyfer), co później stało się poetyckim określeniem upadłego anioła[b]. Rzymianie, zgodnie z grecką tradycją, nadali planecie imię bogini miłości Wenus[124]. Pliniusz Starszy utożsamiał Wenus ze staroegipską Izydą[125].

W mitologii perskiej przedstawiano ją jako boginię Anahita. W niektórych tekstach w języku pahlawi bóstwa Aredvi Sura i Anahita są traktowane jako odrębne. Pierwsze jest uosobieniem mitycznej rzeki, a drugie to bogini płodności, która jest związana z planetą Wenus. W innych opisach pojawiają się jako jedna bogini, Aredvi Sura Anahita lub Anahita, np. w zoroastryjskiej księdze Wielki Bundahiszn. Jednak na podstawie 10 hymnu (Mihr Jaszt) Awesty jest możliwe, że pierwotnie planetę wiązano z Mitrą. W języku perskim nazwa planety brzmi Nahid, i pochodzi od Anahity, poprzez nazwę w języku pahlawi, Anahid[126][127][128][129].

Planeta Wenus była ważna także dla cywilizacji Majów, która opracowała kalendarz religijny oparty w części o ruchy tej planety. Majowie wierzyli, że ruchy Wenus określały czas sprzyjający takim wydarzeniom jak rozpoczęcie wojny. Nazywali ją Noh Ek', „wielka gwiazda” i Xux Ek', „gwiazda-osa”. Majowie znali okres synodyczny planety z dokładnością do setnych części dnia[130]. Masajowie nazywają planetę Kileken, w ich ustnej tradycji istnieje poświęcona jej opowieść pod tytułem Chłopiec-sierota[131].

Wenus zajmuje ważne miejsce w kulturze australijskich Aborygenów, takich jak lud Yolngu z północnej Australii. Yolngu zbierali się po zachodzie słońca w oczekiwaniu na wschód Wenus, którą nazywają Banumbirr. Wierzyli, że we wczesnych godzinach przed świtem widać linę światła, łączącą ją z Ziemią (prawdopodobnie interpretują tak światło zodiakalne); dzięki tej linie, z pomocą bogato dekorowanego „słupa gwiazdy porannej”, ludzie mogą porozumieć się ze swoimi bliskimi zmarłymi i przekazać im, że nadal ich kochają i pamiętają o nich. Banumbirr jest też ważnym duchem-stwórcą w opowieściach z czasu snu, powołała ona do życia i nadała nazwy wielu stworzeniom[132].

Śukra to nazwa Wenus w sanskrycie

Według zachodniej astrologii włada ona dwoma znakami zodiaku, Byka i Wagi. W związku z jej historycznym powiązaniem z boginią kobiecości i miłości, wywiera wpływ na płodność i pragnienie seksualne[133][134]. W astrologii wedyjskiej planeta znana jest jako Śukra[135], co oznacza „czysta” lub „jasność” w sanskrycie. Jako jedna z dziewięciu Nawagraha, ma wpływ na bogactwo, przyjemność i rozród; jest synem Bhrigu, nauczycielem Dajtjów, i guru Assurów[136]. We współczesnych językach chińskim, koreańskim, japońskim i wietnamskim planeta jest określana jako „metalowa (złota) gwiazda” (chiń. 金星, kor. 금성, jap. 金星, wiet. Sao Kim), w oparciu o filozofię Wu xing. Klasyczna astronomia chińska przyporządkowywała Wenus kolor biały, kierunek zachodni i siłę męską[137].

W metafizycznym systemie teozofii uważa się, że na płaszczyźnie eterycznej Wenus istnieje cywilizacja o setki milionów lat starsza od ziemskiej[138], a bóstwo rządzące Ziemią, Sanat Kumara, pochodzi z Wenus[139].

astronomiczny symbol Wenus

Astronomicznego symbolu Wenus używa się również do oznaczania płci żeńskiej: jest to koło z małym krzyżykiem poniżej[140]. Symbol Wenus oznacza także kobiecość, a w zachodniej alchemii odpowiada miedzi; polerowana miedź była w starożytności używana do tworzenia luster, a symbol bywał interpretowany jako lustro bogini[140].

W literaturze

Nieprzenikniona pokrywa chmur Wenus przez wiele lat dawała pisarzom science fiction możliwość snucia spekulacji na temat warunków panujących na jej powierzchni. Jako planeta bliższa Słońca niż Ziemia, była często przedstawiana jako cieplejsza, ale nadająca się do zamieszkania przez ludzi[141], jako planeta pokryta tropikalną puszczą i bagnami lub pustynią. Gatunek „powieści o Wenus” osiągnął szczyt popularności między 1930 a 1950, w czasie, gdy nauka wykazała już pewne cechy Wenus, ale jeszcze nie poznała rzeczywistego obrazu warunków na jej powierzchni. Pierwsze misje na Wenus ukazywały powierzchnię bardzo odmienną od opisywanej w literaturze i przyniosły koniec tego typu powieściom[142]. Wiedza naukowa o Wenus szybko się rozrastała, a autorzy science-fiction starali się dotrzymać jej kroku; w późniejszej literaturze ukazywane są m.in. próby terraformowania planety przez człowieka[143].

Być może najdziwniejszym obrazem Wenus w literaturze jest jej rola jako zwiastuna zniszczenia w książce Światy w zderzeniach Immanuiła Wielikowskiego z 1950 roku. W tej mocno kontrowersyjnej książce autor twierdził, że wiele pozornie niewiarygodnych historii w Starym Testamencie jest prawdziwych i opisuje czasy, kiedy Wenus prawie zderzyła się z Ziemią – gdy rzekomo była jeszcze kometą, a nie planetą, którą znamy dzisiaj. Twierdził, że Wenus była przyczyną większości dziwnych zdarzeń towarzyszących wyjściu Izraelitów z Egiptu. Przytacza legendy z wielu innych kultur (z Indii, Grecji, Meksyku i Chin), wskazując na globalne skutki jej zbliżenia do Ziemi. Społeczność naukowa odrzuciła jakikolwiek związek jego książki z rzeczywistością, jednak stała się ona bestsellerem[144].

Zobacz też

Uwagi

  1. ↑ Imiona bogiń takie jak Gaja pochodzą od Ziemi, a nie na odwrót.
  2. ↑ Hieronim ze Strydonu przetłumaczył występujące w Septuagincie heosphoros i hebrajskie helel jako lucifer w Iz 14:12.

Przypisy

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v David R. Williams: Venus Fact Sheet. NASA, 2016-12-23. [dostęp 2017-06-08]. (ang.).
  2. ↑ Krzysztof Ziołkowski: Wenus. [w:] Astronomia i kosmologia – Wirtualny Wszechświat [on-line]. Prószyński Media. [dostęp 2012-12-17].
  3. ↑ a b c Anton Hajduk, Ján Štohl (red.): Encyklopédia astronómie. Bratislava: Vydavateľstvo Obzor, 1987, s. 643. (słow.).
  4. ↑ a b Stanisław R. Brzostkiewicz: Wenus – siostra Ziemi. Nasza Księgarnia, 1989. ISBN 83-10-09257-1.
  5. ↑ George L. Hashimoto i inni, Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data, „Journal of Geophysical Research”, 113 (E5), 2008, art. nr E00B24, DOI: 10.1029/2008JE003134 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  6. ↑ Caught in the wind from the Sun. ESA (Venus Express), 2007-11-28. [dostęp 2010-11-04]. (ang.).
  7. ↑ L.W. Esposito, Sulfur dioxide: episodic injection shows evidence for active venus volcanism, „Science”, 223 (4640), 1984, s. 1072–1074, DOI: 10.1126/science.223.4640.1072, PMID: 17830154 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  8. ↑ M Bullock, The Recent Evolution of Climate on Venus, „Icarus”, 150 (1), 2001, s. 19–37, DOI: 10.1006/icar.2000.6570 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  9. ↑ a b c d e F. Nimmo, D. McKenzie, Volcanism and Tectonics on Venus, „Annual Review of Earth and Planetary Sciences”, 26 (1), 1998, s. 23–51, DOI: 10.1146/annurev.earth.26.1.23 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  10. ↑ a b Robert G. Strom, Gerald G. Schaber, Douglas D. Dawson, The global resurfacing of Venus, „Journal of Geophysical Research”, 99 (E5), 1994, s. 10899, DOI: 10.1029/94JE00388 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  11. ↑ Lopes, Rosaly M.C., Gregg, Tracy K.P.: Volcanic worlds: exploring the solar system's volcanoes. Springer, 2004, s. 61. ISBN 3-540-00431-9. (ang.).
  12. ↑ David Darling: Atmosphere of Venus. [w:] The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight [on-line]. [dostęp 2007-04-29]. [zarchiwizowane z tego adresu (2019-04-02)]. (ang.).
  13. ↑ K.A. Goettel, Shields, J.A.; Decker, D.A.. Density constraints on the composition of Venus. „Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference”, s. 1507–1516, 16–20 marca 1981. Houston, Teksas: Pergamon Press. Bibcode: 1982LPSC...12.1507G. [dostęp 2021-02-12]. (ang.). 
  14. ↑ Faure, Gunter Mensing, Teresa M.: Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer, 2007, s. 201, seria: Springer eBook collection. ISBN 1-4020-5233-2. (ang.).
  15. ↑ a b c Francis Nimmo, Why does Venus lack a magnetic field?, „Geology”, 30 (11), 2002, s. 987–990, DOI: 10.1130/0091-7613(2002)0302.0.CO;2 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  16. ↑ Alexander T. Basilevsky, James W. Head, Global stratigraphy of Venus: analysis of a random, „Earth, Moon, and Planets”, 66 (3), 1994, s. 285–336, DOI: 10.1007/BF00579467 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  17. ↑ W.J. Kaufmann: Universe. Nowy Jork: W.H. Freeman, 1994, s. 204. ISBN 0-7167-2379-4. (ang.).
  18. ↑ a b c d Charles Frankel: Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press, 1996. ISBN 0-521-47770-0. (ang.).
  19. ↑ R.M. Batson, J.F. Russell, Naming the Newly Found Landforms on Venus, „Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII”, Houston, Teksas, 22 marca 1991, s. 65 [dostęp 2009-07-12] (ang.).
  20. ↑ a b Young, C.: The Magellan Venus Explorer's Guide. Wyd. JPL Publication 90-24. Kalifornia: Jet Propulsion Laboratory, sierpień 1990. (ang.).
  21. ↑ M.E. Davies i inni, Report of the IAU/IAG/COSPAR Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 1994, „Celestial Mechanics & Dynamical Astronomy”, 63 (2), 1995, s. 127–148, DOI: 10.1007/BF00693410 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  22. ↑ USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE). [dostęp 2010-10-22]. (ang.).
  23. ↑ The Magellan Venus Explorer's Guide. [dostęp 2009-10-22]. (ang.).
  24. ↑ Hannu Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K.J. Donner: Fundamental Astronomy. Springer, 2007, s. 162. ISBN 3-540-34143-9. (ang.).
  25. ↑ Venus also zapped by lightning. CNN, 2007-11-29. [dostęp 2010-11-22]. [zarchiwizowane z tego adresu (2007-11-30)]. (ang.).
  26. ↑ Lori S. Glaze, Transport of SO 2 by explosive volcanism on Venus, „Journal of Geophysical Research: Planets”, 104 (E8), 1999, s. 18899–18906, DOI: 10.1029/1998JE000619 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  27. ↑ I. Romeo, D.L. Turcotte, The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing, „Icarus”, 203 (1), 2009, s. 13–19, DOI: 10.1016/j.icarus.2009.03.036 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  28. ↑ G. Schubert, D.L. Turcotte, P. Olson, Mantle convection in the Earth and Planets, Cambridge: University Press, 2001 (ang.).
  29. ↑ Robert R. Herrick, Roger J. Phillips, Effects of the Venusian Atmosphere on Incoming Meteoroids and the Impact Crater Population, „Icarus”, 112 (1), 1994, s. 253–281, DOI: 10.1006/icar.1994.1180 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  30. ↑ David Morrison: The Planetary System. Benjamin Cummings, 2003. ISBN 0-8053-8734-X. (ang.).
  31. ↑ Venus. Case Western Reserve University, 2006-09-14. [dostęp 2007-07-16]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-10-11)]. (ang.).
  32. ↑ John S. Lewis: Physics and Chemistry of the Solar System. Wyd. 2nd. Academic Press, 2004, s. 463. ISBN 0-12-446744-X. (ang.).
  33. ↑ Henry Bortman: Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'. space.com, 2004. [dostęp 2010-07-31]. (ang.).
  34. ↑ James F. Kasting, Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus, „Icarus”, 74 (3), 1988, s. 472–494, DOI: 10.1016/0019-1035(88)90116-9 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  35. ↑ B.E. Moshkin, A.P. Ekonomov, Iu.M. Golovin. Dust on the surface of Venus. „Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research)”. 17, s. 280–285, 1979. Bibcode: 1979CoRe...17..232M. [dostęp 2009-07-12]. (ang.). 
  36. ↑ V.A. Krasnopolsky, V.A. Parshev, Chemical composition of the atmosphere of Venus, „Nature”, 292 (5824), 1981, s. 610–613, DOI: 10.1038/292610a0 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  37. ↑ Vladimir A. Krasnopolsky, Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems, „Planetary and Space Science”, 54 (13-14), 2006, s. 1352–1359, DOI: 10.1016/j.pss.2006.04.019 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  38. ↑ William B. Rossow, Anthony D. Del Genio, Timothy Eichler, Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images, „Journal of the Atmospheric Sciences”, 47 (17), 1990, s. 2053–2084, DOI: 10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2 (ang.).
  39. ↑ Dennis Normile, Planetary science. Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion, „Science”, 328 (5979), 2010, s. 677, DOI: 10.1126/science.328.5979.677-a, PMID: 20448159 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  40. ↑ Ralph D. Lorenz i inni, Titan, Mars and Earth: Entropy production by latitudinal heat transport, „Geophysical Research Letters”, 28 (3), 2001, s. 415–418, DOI: 10.1029/2000GL012336 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  41. ↑ Interplanetary Seasons. [w:] NASA [on-line]. [dostęp 2007-08-21]. (ang.).
  42. ↑ Carolyn Jones Otten: "Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide. Washington University in St Louis, 2004. [dostęp 2007-08-21]. (ang.).
  43. ↑ a b C.T. Russell i inni, Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere, „Nature”, 450 (7170), 2007, s. 661–662, DOI: 10.1038/nature05930, PMID: 18046401 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  44. ↑ Eric Hand, European mission reports from Venus, „Nature”, 2007, DOI: 10.1038/news.2007.297 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  45. ↑ Staff: Venus offers Earth climate clues. BBC News, 2007-11-28. [dostęp 2010-11-12]. (ang.).
  46. ↑ G.M. Kivelson, C.T. Russell, Introduction to Space Physics, Cambridge University Press, 1995, ISBN 0-521-45714-9 (ang.).
  47. ↑ H.O. Upadhyay, R.N. Singh, Cosmic ray ionization of lower Venus atmosphere, „Advances in Space Research”, 15 (4), 1995, s. 99–108, DOI: 10.1016/0273-1177(94)00070-H [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  48. ↑ Venus: Magnetic Field and Magnetosphere. W: J.G. Luhmann, C.T. Russell, J.H. Shirley, R.W. Fainbridge: Encyclopedia of Planetary Sciences. Nowy Jork: Chapman and Hall, 1997. ISBN 978-1-4020-4520-2. [dostęp 2009-06-28]. (ang.).
  49. ↑ David J. Stevenson, Planetary magnetic fields, „Earth and Planetary Science Letters”, 208 (1-2), 2003, s. 1–11, DOI: 10.1016/S0012-821X(02)01126-3 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  50. ↑ A.S. Konopliv, C.F. Yoder, Venusian k 2 tidal Love number from Magellan and PVO tracking data, „Geophysical Research Letters”, 23 (14), 1996, s. 1857–1860, DOI: 10.1029/96GL01589 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  51. ↑ Solex by Aldo Vitagliano. [dostęp 2009-03-19]. [zarchiwizowane z tego adresu (2015-05-24)]. (ang.). (obliczenia programu Solex)
  52. ↑ Alexandre C.M. Correia, Jacques Laskar, Olivier Néron de Surgy, Long-term evolution of the spin of Venus, „Icarus”, 163 (1), 2003, s. 1–23, DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00042-3 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  53. ↑ Alexandre C.M. Correia, Jacques Laskar, Long-term evolution of the spin of Venus, „Icarus”, 163 (1), 2003, s. 24–45, DOI: 10.1016/S0019-1035(03)00043-5 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  54. ↑ Michael E. Bakich, The Cambridge planetary handbook, Cambridge University Press, 2000, s. 50, ISBN 0-521-63280-3 [dostęp 2021-01-12] (ang.).
  55. ↑ a b Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars. Planetary Society. [dostęp 2007-04-12]. [zarchiwizowane z tego adresu (2007-09-29)]. (ang.).
  56. ↑ Thomas Gold, Steven Soter, Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus, „Icarus”, 11 (3), 1969, s. 356–366, DOI: 10.1016/0019-1035(69)90068-2 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  57. ↑ a b Scott S. Sheppard, Chadwick A. Trujillo, A survey for satellites of Venus, „Icarus”, 202 (1), 2009, s. 12–16, DOI: 10.1016/j.icarus.2009.02.008 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  58. ↑ S. Mikkola i inni, Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus, „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, 351 (3), 2004, L63–L65, DOI: 10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  59. ↑ George Musser: Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon. Scientific American, 1994-10-31. [dostęp 2007-08-03]. (ang.).
  60. ↑ David Tytell: Why Doesn't Venus Have a Moon?. SkyandTelescope.com, 2006-10-10. [dostęp 2016-09-09]. (ang.).
  61. ↑ Justine Whitman: Moon Motion & Tides. Aerospaceweb.org, 2006-02-19. [dostęp 2007-08-03]. (ang.).
  62. ↑ a b c Fred Espenak: Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006. [w:] NASA Reference Publication 1349 [on-line]. NASA/Goddard Space Flight Center, 1996. [dostęp 2006-06-20]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-07-17)]. (ang.).
  63. ↑ Lee Krystek: Natural Identified Flying Objects. The Unngatural Museum. [dostęp 2006-06-20]. (ang.).
  64. ↑ Fred Espenak: Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE. [w:] Transits of the Sun [on-line]. NASA, 2004. [dostęp 2009-05-14]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-11-18)]. (ang.).
  65. ↑ LIII. 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 of London”, 61, 1771, s. 574–579, DOI: 10.1098/rstl.1771.0054 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  66. ↑ Captain Cook and the transit of Venus of 1769, „Notes and Records of the Royal Society of London”, 24 (1), 1969, s. 19–32, DOI: 10.1098/rsnr.1969.0004 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  67. ↑ Obserwacje Wenus. 2010-08-25. [dostęp 2010-11-22]. [zarchiwizowane z tego adresu (2010-08-30)].
  68. ↑ R.M. Baum. The enigmatic ashen light of Venus: an overview. „Journal of the British Astronomical Association”. 110, s. 325, 2000. Bibcode: 2000JBAA..110..325B. [dostęp 2021-02-12]. (ang.). 
  69. ↑ Pliniusz Starszy: Natural History II. tłum. John F. Healy. Harmondsworth, Middlesex, Wielka Brytania: Penguin, 1991, s. 15–16, 36–37. (ang.).
  70. ↑ Bernard R. Goldstein, Theory and Observation in Medieval Astronomy, „Isis”, 63 (1), 1972, s. 39–47, DOI: 10.1086/350839 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  71. ↑ Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā. W: Sally P. Ragep, Thomas Hockey: The Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer Science+Business Media, 2007, s. 570–572. (ang.).
  72. ↑ S.M. Razaullah Ansari: History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997. Springer, 2002, s. 137. ISBN 1-4020-0657-8. (ang.).
  73. ↑ Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics. [w:] Astronomy 161; The Solar System [on-line]. Department Physics & Astronomy, University of Tennessee. [dostęp 2006-06-20]. (ang.).
  74. ↑ Mikhail Ya. Marov, Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit, „Proceedings of the International Astronomical Union”, 2004 (IAUC196), 2004, s. 209–219, DOI: 10.1017/S1743921305001390 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  75. ↑ Mikhail Lomonosov, [w:] Encyclopædia Britannica [online] [dostęp 2009-07-12] (ang.).
  76. ↑ Henry Norris Russell, The Atmosphere of Venus, „The Astrophysical Journal”, 9, 1899, s. 284–299, DOI: 10.1086/140593 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  77. ↑ T. Hussey. On the Rotation of Venus. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 2, s. 78–126, 1832. Bibcode: 1832MNRAS...2...78H. [dostęp 2009-07-12]. [zarchiwizowane z adresu 2019-12-20]. (ang.). 
  78. ↑ Frank E. Ross, Photographs of Venus, „The Astrophysical Journal”, 68, 1928, s. 57, DOI: 10.1086/143130 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  79. ↑ V.M. Slipher, A Spectrographic investigation of the rotation velocity of Venus, „Astronomische Nachrichten”, 163 (3-4), 1903, s. 35–52, DOI: 10.1002/asna.19031630303 [dostęp 2021-02-12] (niem.).
  80. ↑ R.M. Goldstein, R.L. Carpenter, Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements, „Science”, 139 (3558), 1963, s. 910–911, DOI: 10.1126/science.139.3558.910, PMID: 17743054 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  81. ↑ D.B. Campbell, R.B. Dyce, G.H. Pettengill, New Radar Image of Venus, „Science”, 193 (4258), 1976, s. 1123–1124, DOI: 10.1126/science.193.4258.1123 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  82. ↑ Carolynn Young (red.), Chapter 8, What's in a Name?, [w:] The Magellan Venus Explorer's Guide [online], NASA/JPL, sierpień 1990 [dostęp 2009-07-21] (ang.).
  83. ↑ Don Mitchell: Inventing The Interplanetary Probe. [w:] The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2007-12-27]. (ang.).
  84. ↑ Jet Propulsion Laboratory, Mariner-Venus 1962 Final Project Report, NASA, 1962 (ang.).
  85. ↑ a b c d Don Mitchell: Plumbing the Atmosphere of Venus. [w:] The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2007-12-27]. (ang.).
  86. ↑ V. Eshleman, G. Fjeldbo, The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment, NASA, 1969 (ang.).
  87. ↑ Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII. Praga, Czechosłowacja: National Academy of Sciences, 11–24 maja 1969, s. 94, seria: Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium. (ang.).
  88. ↑ Roald Sagdeev, Susan Eisenhower, United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War, John Logsdon, 28 maja 2008 [dostęp 2010-10-30] (ang.).
  89. ↑ Don Mitchell: First Pictures of the Surface of Venus. [w:] The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2007-12-27]. (ang.).
  90. ↑ J. Dunne, E. Burgess, The Voyage of Mariner 10, NASA, 1978 [dostęp 2009-07-12] (ang.).
  91. ↑ Lawrence Colin, Charles F. Hall, The Pioneer Venus Program, „Space Science Reviews”, 20 (3), 1977, s. 283–306, DOI: 10.1007/BF02186467 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  92. ↑ David R. Williams: Pioneer Venus Project Information. NASA Goddard Space Flight Center, 2005-01-06. [dostęp 2009-07-19]. (ang.).
  93. ↑ a b Don Mitchell: Drilling into the Surface of Venus. [w:] The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2014-07-30]. (ang.).
  94. ↑ Ronald Greeley, Raymond M. Batson: Planetary Mapping. Cambridge University Press, 2007, s. 47. ISBN 978-0-521-03373-2. [dostęp 2009-07-19]. (ang.).
  95. ↑ R.Z. Sagdeev i inni, The VEGA Venus Balloon Experiment, „Science”, 231 (4744), 1986, s. 1407–1408, DOI: 10.1126/science.231.4744.1407, PMID: 17748079 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  96. ↑ Daniel T. Lyons, R.Stephen Saunders, Douglas G. Griffith, The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations, „Acta Astronautica”, 35 (9-11), 1995, s. 669–676, DOI: 10.1016/0094-5765(95)00032-U [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  97. ↑ Magellan begins termination activities. [w:] JPL Universe [on-line]. 1994-09-09. [dostęp 2010-10-10]. (ang.).
  98. ↑ Michel Van Pelt: Space invaders: how robotic spacecraft explore the solar system. Springer, 2006, s. 186–189. ISBN 0-387-33232-4. (ang.).
  99. ↑ Andrew M. Davis, Heinrich D. Holland, Karl K. Turekian: Meteorites, comets, and planets. Elsevier, 2005, s. 489. ISBN 0-08-044720-1. (ang.).
  100. ↑ a b c d Venus Express. European Space Agency. [dostęp 11-23]. (ang.).zły zapis daty dostępu
  101. ↑ Mission extensions approved for science missions. ESA Science & Technology, 2009-10-07. [dostęp 2010-11-23]. (ang.).
  102. ↑ Timeline. [w:] MESSENGER [on-line]. [dostęp 2008-02-09]. [zarchiwizowane z tego adresu (2016-02-02)]. (ang.).
  103. ↑ BepiColombo Fact Sheet. [w:] ESA Science & Technology [on-line]. [dostęp 2013-09-13]. (ang.).
  104. ↑ Akatsuki Encounters Problems at Venus. [dostęp 2010-12-08]. (ang.).
  105. ↑ Venus Climate Orbiter "PLANET-C". [w:] JAXA [on-line]. [dostęp 2010-11-01]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-04-11)]. (ang.).
  106. ↑ JAXA: Akatsuki Project Topics. [dostęp 2011-11-22]. (ang.).
  107. ↑ Stephen Clark: Crippled space probe bound for second chance at Venus. Spaceflight Now, 2011-12-21. [dostęp 2011-12-22]. (ang.).
  108. ↑ Sanjay Limaye: Live from Sagamihara: Akatsuki Orbit Insertion Success!. The Planetary Society, 2015-12-07. [dostęp 2015-12-07]. (ang.).
  109. ↑ NASA, NASA Selects 2 Missions to Study ‘Lost Habitable’ World of Venus, 2 czerwca 2021 [dostęp 2021-07-01] (ang.).
  110. ↑ a b Piotr Witek: Trzecia misja do Wenus ogłoszona w tym miesiącu!. Poinformowani.pl, 2021-06-11. [dostęp 2021-07-01]. (pol.).
  111. ↑ New promise for the Venera-D project. Russian Space Web, 2021-03-05. [dostęp 2021-07-01]. (ang.).
  112. ↑ Geoffrey A. Landis, Robotic exploration of the surface and atmosphere of Venus, „Acta Astronautica”, 59 (7), 2006, s. 570–579, DOI: 10.1016/j.actaastro.2006.04.011 [dostęp 2021-02-12] (ang.). Zobacz też: animacja
  113. ↑ Atmospheric Flight on Venus. [w:] NASA Glenn Research Center Technical Reports [on-line]. [dostęp 2008-09-18]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-05-12)]. (ang.).
  114. ↑ a b Feldman, M.S.; Ferrara, L.A.; Havenstein, P.L.; Volonte, J.E.; Whipple, P.H.: Manned Venus Flyby, February 1, 1967. Bellcomm, Inc., 1967. (ang.).
  115. ↑ a b Geoffrey A. Landis. Colonization of Venus. „AIP Conference Proceedings”. 654 (1), s. 1193–1198, 2003. DOI: 10.1063/1.1541418. (ang.). 
  116. ↑ Seth B. Nicholson. The Trojan Asteroids. „Astronomical Society of the Pacific Leaflets”. 8, s. 239, 1961. Bibcode: 1961ASPL....8..239N. (ang.). 
  117. ↑ Babylonian observational astronomy, „Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Series A, Mathematical and Physical Sciences”, 276 (1257), 1974, s. 43–50, DOI: 10.1098/rsta.1974.0008 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  118. ↑ Betty De Shong Meador: Inanna, Lady of Largest Heart: Poems of the Sumerian High Priestess Enheduanna. University of Texas Press, 2000, s. 15. ISBN 0-292-75242-3. (ang.).
  119. ↑ Cattermole, Peter John; Moore, Patrick: Atlas of Venus. Cambridge University Press, 1997, s. 9. ISBN 0-521-49652-7. (ang.).
  120. ↑ Pierre Grimal: Słownik mitologii greckiej i rzymskiej. Wrocław: Zakład Narodowy im. Ossolińskich, 2008, s. 106-107. ISBN 83-04-04673-3.
  121. ↑ William Sherwood Fox: The Mythology of All Races: Greek and Roman. Marshall Jones Company, 1916, s. 247. [dostęp 2009-05-16]. (ang.).
  122. ↑ Ellen Greene: Reading Sappho: contemporary approaches. University of California Press, 1996, s. 54. ISBN 0-520-20601-0. (ang.).
  123. ↑ Ellen Greene: Reading Sappho: contemporary approaches. University of California Press, 1999, s. 54. ISBN 0-520-20601-0. (ang.).
  124. ↑ Amédée Guillemin, Norman Lockyer, Richard Anthony Proctor: The heavens: an illustrated handbook of popular astronomy. Londyn: Richard Bentley & Son, 1878, s. 67. [dostęp 2009-05-16]. (ang.).
  125. ↑ Roger Rees: Layers of loyalty in Latin panegyric, AD 289-307. Oxford University Press, 2002, s. 112. ISBN 0-19-924918-0. (ang.).
  126. ↑ Mary Boyce: ANĀHĪD. [w:] Encyclopaedia Iranica [on-line]. Center for Iranian Studies, Columbia University. [dostęp 2010-11-23]. (ang.).
  127. ↑ Hanns-Peter Schmidt: MITHRA. [w:] Encyclopaedia Iranica [on-line]. Center for Iranian Studies, Columbia University. [dostęp 2010-11-23]. (ang.).
  128. ↑ MacKenzie, D.N.: A concise Pahlavi Dictionary. Londyn i Nowy Jork: Routledge Curzon, 2005. ISBN 0-19713559-5. (ang.).
  129. ↑ Mohammad Moin: A Persian Dictionary. Six Volumes. T. 5–6. Teheran: Amir Kabir Publications, 1992. ISBN 1-56859-031-8. (ang.).
  130. ↑ Robert J. Sharer, Loa P. Traxler: The Ancient Maya. Stanford University Press, 2005. ISBN 0-8047-4817-9. (ang.).
  131. ↑ G. Verhaag. Letters to the Editor: Cross-cultural astronomy. „Journal of the British Astronomical Association”. 110 (1), s. 49, 2000. Bibcode: 2000JBAA..110...49V. [dostęp 2009-07-19]. (ang.). 
  132. ↑ Ray P. Norris: Searching for the Astronomy of Aboriginal Australians. [w:] Conference Proceedings [on-line]. Australia Telescope National Facility, 2004. s. 1–4. [dostęp 2009-05-16]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-12-03)]. (ang.).
  133. ↑ Emanacje energii Wenus. [dostęp 2010-11-30].
  134. ↑ Michael David Bailey: Magic and Superstition in Europe: a Concise History from Antiquity to the Present. Rowman & Littlefield, 2007, s. 93–94. ISBN 0-7425-3387-5. (ang.).
  135. ↑ Bhalla, Prem P.: Hindu Rites, Rituals, Customs and Traditions: A to Z on the Hindu Way of Life. Pustak Mahal, 2006, s. 29. ISBN 81-223-0902-X. (ang.).
  136. ↑ Behari, Bepin; Frawley, David: Myths & Symbols of Vedic Astrology. Wyd. 2. Lotus Press, 2003, s. 65–74. ISBN 0-940985-51-9. (ang.).
  137. ↑ Wolfram Eberhard: Symbole chińskie. Słownik. Kraków: Universitas, 2007, s. 208–209. ISBN 97883-242-0766-4.
  138. ↑ Arthor E. Powell: The Solar System. Londyn: The Theosophical Publishing House, 1930, s. 33. (ang.).
  139. ↑ C.W. Leadbeater: The Masters and the Path. Adyar, Madras, Indie: Theosophical Publishing House, 1925. (ang.). (Sanat Kumara jest tam określany mianem „Pan Świata” – Lord of the World)
  140. ↑ a b William T. Stearn, The Origin of the Male and Female Symbols of Biology, „Taxon”, 11 (4), 1962, s. 109–113, DOI: 10.2307/1217734, JSTOR: 1217734 [dostęp 2021-02-12] (ang.).
  141. ↑ Ron Miller: Venus. Twenty-First Century Books, 2003, s. 12. ISBN 0-7613-2359-7. (ang.).
  142. ↑ Steven Dick: Life on Other Worlds: The 20th-Century Extraterrestrial Life Debate. Cambridge University Press, 2001, s. 43. ISBN 0-521-79912-0. (ang.).
  143. ↑ David Seed, A Companion to Science Fiction, Blackwell Publishing, 2005, s. 134–135, ISBN 1-4051-1218-2 [zarchiwizowane 2009-06-23] (ang.).
  144. ↑ C. Leroy Ellenberger. Worlds in Collision in Macmillan's Catalogues. „Kronos”. 9 (2), zima 1984. [dostęp 2009-05-16]. (ang.).  Podawana przez Juergensa w The Velikovsky Affair informacja, że pozostawała najpopularniejszą książką przez 20 tygodni, jest nieprawdziwa.


Linki zewnętrzne

Mapy Wenus

Misje na Wenus
Przeloty
Orbitery
Próbniki balonowe
Lądowniki
Przyszłe misje
  • Pogrubieniem zaznaczono misje aktualnie prowadzone.
Układ Słoneczny
SłońceMerkuryWenusKsiężycZiemiaFobos i DeimosMarsCeresPas planetoidJowiszKsiężyce JowiszaSaturnKsiężyce SaturnaUranKsiężyce UranaKsiężyce NeptunaNeptunKsiężyce PlutonaPlutonKsiężyce HaumeiHaumeaS/2015 (136472) 1MakemakePas KuiperaDysnomiaErisSednaDysk rozproszonyObłok OortaSolar System XXX.png
Planety (☾ ∅)
Planety karłowate
Małe ciała
Układu Słonecznego
Planetoidy
Grupy i rodziny planetoid
Zobacz też
Obiekty
transneptunowe
Pas Kuipera
Dysk rozproszony
Obiekty odłączone
Komety
Zobacz też
powstanie i ewolucja Układu Słonecznego
ciała niebieskie
lista obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na
Portal: Astronomia

Media użyte na tej stronie

Solar System XXX.png
This is a revised version of Solar_System_XXIX.png.
PIA00103 Venus - 3-D Perspective View of Lavinia Planitia.jpg
Three impact craters are displayed in this three-dimensional perspective view of the surface of Venus. The center of the image is located at approximately 27 degrees south latitude, 339 degrees east longitude in the northwestern portion of Lavinia Planitia. The viewpoint is located southwest of Saskia Crater (see [1]), which appears centered in the lower portion of the image. Saskia is a crater with a diameter of 37.3 kilometers (23.1 miles) located at 28.6 degrees south latitude, 337.1 degrees east longitude. Danilova, a crater with a diameter of 47.6 kilometers (29.5 miles), located at 26.35 degrees south latitude, 337.25 degrees east longitude, appears above and to the left of Saskia in the image. Aglaonice, a crater with a diameter of 62.7 kilometers (38.9 miles), located at 26.5 degrees south latitude, 340 degrees east longitude, is shown to the right of Danilova. Magellan synthetic aperture radar data is combined with radar altimetry to develop a three-dimensional map of the surface. Rays cast in a computer intersect the surface to create a three-dimensional perspective view. Simulated color and a digital elevation map developed by the U.S. Geological Survey are used to enhance small-scale structure. The simulated hues are based on color images recorded by the Soviet Venera 13 and 14 spacecraft.
Venus Topo 0 East, 772-,663,-109.jpg
Hemispheric View of Venus Centered at 0 Degrees East Longitude

Original Caption Released with Image:

The hemispheric view of Venus, as revealed by more than a decade of radar investigations culminating in the 1990-1994 Magellan mission, is centered at 0 degrees east longitude. The Magellan spacecraft imaged more than 98% of Venus at a resolution of about 100 meters; the effective resolution of this image is about 3 km. A mosaic of the Magellan images (most with illumination from the west) forms the image base. Gaps in the Magellan coverage were filled with images from the Earth-based Arecibo radar in a region centered roughly on 0 degree latitude and longitude, and with a neutral tone elsewhere (primarily near the south pole). The composite image was processed to improve contrast and to emphasize small features, and was color-coded to represent elevation. Gaps in the elevation data from the Magellan radar altimeter were filled with altimetry from the Venera spacecraft and the U.S. Pioneer Venus missions. An orthographic projection was used, simulating a distant view of one hemisphere of the planet. The Magellan mission was managed for NASA by Jet Propulsion Laboratory (JPL), Pasadena, CA. Data processed by JPL, the Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA, and the U.S. Geological Survey, Flagstaff, AZ.
Venus Rover.jpg
A rover that could survive the intense heat of Venus, seen here in an artist's impression, could revolutionise our understanding of the planet.
Cooled by a Stirling Cooler with electronics at 200 °C and external radiator at 500 °C. Since the Venusian atmosphere is 'only' 450 °C the radiator will lose energy.
Geoffrey Landis and Kenneth Mellott from NASA's Glenn Research Center in Ohio.
PIA23791-Venus-NewlyProcessedView-20200608.jpg
PIA23791: Contrast-enhanced false color view of Venus from Mariner 10

https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA23791


Click here for the combined view for PIA23791

Click on an individual image below for the larger versions:

Click here for Figure A/OLD for PIA23791

Click here for Figure B/NEW for PIA23791


As it sped away from Venus, NASA's Mariner 10 spacecraft captured this seemingly peaceful view of a planet the size of Earth, wrapped in a dense, global cloud layer. But, contrary to its serene appearance, the clouded globe of Venus is a world of intense heat, crushing atmospheric pressure and clouds of corrosive acid.

This newly processed image revisits the original data with modern image processing software. A contrast-enhanced version of this view, also provided here, makes features in the planet's thick cloud cover visible in greater detail.

The clouds seen here are located about 40 miles (60 kilometers) above the planet's surface, at altitudes where Earth-like atmospheric pressures and temperatures exist. They are comprised of sulfuric acid particles, as opposed to water droplets or ice crystals, as on Earth. These cloud particles are mostly white in appearance; however, patches of red-tinted clouds also can be seen. This is due to the presence of a mysterious material that absorbs light at blue and ultraviolet wavelengths. Many chemicals have been suggested for this mystery component, from sulfur compounds to even biological materials, but a consensus has yet to be reached among researchers.

The clouds of Venus whip around the planet at nearly over 200 miles per hour (100 meters per second), circling the globe in about four and a half days. That these hurricane-force winds cover nearly the entire planet is another unexplained mystery, especially given that the solid planet itself rotates at a very slow 4 mph (less than 2 meters per second) — much slower than Earth's rotation rate of about 1,000 mph (450 meters per second).

The winds and clouds also blow to the west, not to the east as on the Earth. This is because the planet itself rotates to the west, backward compared to Earth and most of the other planets. As the clouds travel westward, they also typically progress toward the poles; this can be seen in the Mariner 10 view as a curved spiral pattern at mid latitudes. Near the equator, instead of long streaks, areas of more clumpy, discrete clouds can be seen, indicating enhanced upwelling and cloud formation in the equatorial region, spurred on by the enhanced power of sunlight there.

This view is a false color composite created by combining images taken using orange and ultraviolet spectral filters on the spacecraft's imaging camera. These were used for the red and blue channels of the color image, respectively, with the green channel synthesized by combining the other two images.

Flying past Venus en route to the first-ever flyby of Mercury, Mariner 10 became the first spacecraft to use a gravity assist to change its flight path in order to reach another planet. The images used to create this view were acquired by Mariner 10 on Feb. 7 and 8, 1974, a couple of days after the spacecraft's closest approach to Venus on Feb. 5.

Despite their many differences, comparisons between Earth and Venus are valuable for helping to understand their distinct climate histories. Nearly 50 years after this view was obtained, many fundamental questions about Venus remain unanswered. Did Venus have oceans long ago? How has its atmosphere evolved over time, and when did its runaway greenhouse effect begin? How does Venus lose its heat? How volcanically and tectonically active has Venus been over the last billion years?

This image was processed from archived Mariner 10 data by JPL engineer Kevin M. Gill.

The Mariner 10 mission was managed by NASA's Jet Propulsion Laboratory.
Map of Venus.png
Topográfico Map of Venus from Pioneer Venus (Mercator Projection).
Venus-real color.jpg
Venus in real colors, processed from clear and blue filtered Mariner 10 images.

Source images are in the public domain (NASA)

Images processed by Ricardo Nunes, downloaded from http://www.astrosurf.com/nunes/explor/explor_m10.htm
Venera9superficie.png
Umělecká představa sondy Věnera 9 na povrchu planety Venuše.
Dresden Codex p09.jpg
image from the Dresden Codex (page 9). Adapted from the 1880 edition by Förstemann.
Venus globe.jpg
This global view of the surface of Venus is centered at 180 degrees east longitude. Magellan synthetic aperture radar mosaics from the first cycle of Magellan mapping are mapped onto a computer-simulated globe to create this image. Data gaps are filled with Pioneer Venus Orbiter data, or a constant mid-range value. Simulated color is used to enhance small-scale structure. The simulated hues are based on color images recorded by the Soviet Venera 13 and 14 spacecraft. The image was produced by the Solar System Visualization project and the Magellan science team at the JPL Multimission Image Processing Laboratory and is a single frame from a video released at the October 29, 1991, JPL news conference. It is important to note that Venus is completely shrouded in clouds. A bright elongated region in the center is Aphrodite Terra.
Venus-pacific-levelled.jpg
Autor: Brocken Inaglory, Licencja: CC BY-SA 3.0
Venus reflected on the Pacific Ocean.
Venus symbol.svg
Astronomical and astrological symbol of the planet Venus, alchemical symbol of copper, gender symbol for female, and symbol of the Greek goddess Aphrodite and the Roman goddess Venus. Also found at Unicode U+2640 (♀).
Venus symbol (bold).svg
Autor: Kwamikagami, Licencja: CC BY-SA 4.0
heavier line weight (1.333 px)
Hinode Views the 2012 Venus Transit.jpg
On June 5, 2012, Hinode captured this stunning view of the transit of Venus — the last instance of this rare phenomenon until 2117. Hinode is a joint JAXA/NASA mission to study the connections of the Sun's surface magnetism, primarily in and around sunspots. NASA's Marshall Space Flight Center in Huntsville, Ala., manages Hinode science operations and oversaw development of the scientific instrumentation provided for the mission by NASA, and industry. The Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Mass., is the lead U.S. investigator for the X-ray Telescope.
Phases Venus.jpg

Phases de Vénus et évolution de son diamètre apparent.

Lieu : fr:Thessalonique, fr:Grèce
Dates : Du 27/02 au 08/06/2004
Auteur : Statis Kalyvas
Source : fr:Observatoire européen austral (European Southern Observatory - ESO) site
Termes de l'autorisation de l'ESO : « All photos on this page may be downloaded and used, provided the photographers (authors) and the VT-2004 programme are indicated as source. »

fr:Catégorie:Image d'astronomie
DAVINCI Venus mission descent.jpg
Artist's conception of DAVINCI probe descent stages
Venus pentagram.png
The planet Venus orbits just over 13 times for every 8 orbits of the Earth, creating a pentagrammic pattern of inferior conjunctions. Each successive inferior conjunction occurs after about 1.6 Earth years and therefore shifts about 144 degrees in the direction opposite the Earth's orbital motion. During each cycle of 8 Earth years, the pentagram precesses about 1.5 degrees in the direction of Earth's orbital motion, reflecting the fact that the Earth:Venus orbital ratio is an approximate ('near') rather than a perfect orbital resonance.
(Text written by TomRuen, FelineAvenger, and WolfmanSF)
Phases-of-Venus (pl).svg
Oblique view of the phases of Venus
Shukra cropped.jpg
Autor: , Licencja: CC BY-SA 3.0
Shukra, Hindu god of Venus, British Museum
Terrestrial planets size comparison.png
Terrestrial Planets comparison
VenusAnimation.ogg
The planet Venus, shown here rotating in a clockwise motion. Rendered in Blender 2.45.
Mariner 2.jpg
Mariner 2 was the world's first successful interplanetary spacecraft. Launched August 27, 1962, on an Atlas-Agena rocket, Mariner 2 passed within about 34,000 kilometers (21,000 miles) of Venus, sending back valuable new information about interplanetary space and the Venusian atmosphere. Mariner 2 recorded the temperature at Venus for the first time, revealing the planet's very hot atmosphere of about 500 degrees Celsius (900 degrees Fahrenheit). The spacecraft's solar wind experiment measured for the first time the density, velocity, composition and variation over time of the solar wind.
Venus structure.jpg
The inner structure of Venus – the crust (thin outer brown layer), the mantle (red middle layer) and the core (yellow inner layer)