Wenus

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy planety. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Wenus
Kliknij obrazek aby go powiększyć

Planeta Wenus w naturalnych kolorach

Odkrycie
Odkrywca Nieznany
Data odkrycia Znana w starożytności
Charakterystyka orbity (J2000)
Średnia odległość
od Słońca
108 208 926 km
0,723 331 99 j.a.
Obwód orbity 0,680 Tm
4,545 j.a.
Mimośród 0,0067
Peryhelium 107 476 002 km
0,718 432 70 j.a.
Aphelium 108 941 849 km
0,728 231 28 j.a.
Rok gwiazdowy 224,700 96 dni
(0,615 197 7 lat)
Synodyczny okres obiegu 583,92 d
Średnia prędkość orbitalna 35,020 km/s
Maksymalna prędkość orbitalna 35,259 km/s
Minimalna prędkość orbitalna 34,784 km/s
Nachylenie orbity względem ekliptyki 3,394 71°
(3,86° względem równika słonecznego)
Satelity naturalne brak
Charakterystyka fizyczna
Średnica wokół równika 12 103,7 km
(0,949 średnicy Ziemi)
Powierzchnia 4,60×108 km²
(0,902 powierzchni Ziemi)
Objętość 9,28×1011 km3
(0,857 objętości Ziemi)
Masa 4,8685×1024 kg
(0,815 masy Ziemi)
Gęstość 5,204 g/cm³
Przyspieszenie grawitacyjne na równiku 8,87 m/s2
(0,904 g)
Prędkość ucieczki 10,36 km/s
Okres obrotu -243,0185 d
Prędkość kątowa 6,52 km/h (na równiku)
Nachylenie osi 2,64°
Deklinacja 67,16°
Albedo 0,65
Temperatura powierzchni*
min. śred. maks.
437°C 464 °C 500 °C
(*minimalna temperatura górnych warstw atmosfery wynosi ok. -45 °C)
Skład atmosfery
Ciśnienie atmosferyczne 9321,9 kPa
Dwutlenek węgla ~96,5%
Azot ~3,5%
Dwutlenek siarki 0,015%
Argon 0,007%
Para wodna

Tlenek węgla
Hel
Neon
Tlenosiarczek węgla
Chlorowodór
Fluorowodór

śladowe

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 i jest wystarczająca, aby światło odbite od Wenus powodowało powstawanie cieni. W związku z tym, że Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemia, zawsze jest ona widoczna w niewielkiej odległości od niego; jej maksymalna elongacja to 47,8°. Odległość Wenus od Ziemi waha się od 40 do 259 mln km[1].

Nazwa planety wzięła się od rzymskiej bogini miłości, Wenus. Z uwagi na fakt, iż na nocnym niebie widoczna jest ona tylko przez około 3 godziny przed wschodem Słońca[2] lub po zachodzie Słońca[2] nazywana jest także Gwiazdą Poranną (Jutrzenką) lub Gwiazdą Wieczorną.

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[3]. 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 żadnych śladów organizmów żywych, które by go wiązały w biomasie. Istnieją przypuszczenia, że w przeszłości na Wenus były oceany, tak jak na Ziemi[4], ale odparowały, gdy temperatura powierzchni wzrosła. Obecny krajobraz Wenus jest suchy i pustynny, tworzony przez pokryte pyłem skały. Woda w jej atmosferze najprawdopodobniej dysocjowała, a ze względu na brak pola magnetycznego, wodór został wywiany w przestrzeń międzyplanetarną przez wiatr słoneczny[5]. Ciśnienie atmosferyczne na powierzchni planety jest ok. 92 razy większe niż na Ziemi.

Ukształtowanie powierzchni Wenus było przedmiotem spekulacji aż do drugiej połowy XX wieku, gdy zostało zbadane przez sondy z programów 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[6][7]. Jednak brak obserwowanych przepływów lawy w okolicach odkrytych kalder pozostaje zagadką. Na planecie jest niewiele widocznych kraterów uderzeniowych, co wskazuje, że jej powierzchnia jest stosunkowo młoda – ma około 300-600 milionów lat[8][9]. Nie ma śladów tektoniki płyt, prawdopodobnie dlatego, że jej skorupa jest zbyt sztywna, aby ulegać subdukcji bez obecności wody, która zmniejszyłaby jej lepkość. Wenus może zamiast tego uwalniać wewnętrzne ciepło w okresowych zjawiskach gwałtownego przekształcenia powierzchni[8].

Warunki fizyczne[edytuj | edytuj kod]

Zdjęcie powierzchni Wenus wykonane przez sondę Wenera 13

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[3][10]. Średnica Wenus jest zaledwie o 650 km mniejsza od ziemskiej, a jej masa jest równa 81,5% masy Ziemi. Jednakże warunki na powierzchni Wenus różnią się diametralnie od tych na Ziemi, ze względu na gęstą atmosferę złożoną głównie z dwutlenku węgla. Stanowi on 96,5% masy atmosfery, podczas gdy pozostałe 3,5% to głównie azot[11].

Struktura wewnętrzna[edytuj | edytuj kod]

Przypuszczalna budowa wnętrza Wenus: pod grubą skorupą znajduje się płaszcz, otaczający metaliczne jądro

Bez danych sejsmicznych oraz o momencie bezwładności, niewiele można stwierdzić na temat struktury wewnętrznej Wenus[12]. 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[13]. 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[14].

Geografia[edytuj | edytuj kod]

Około 80% powierzchni Wenus stanowią równiny wulkaniczne, w tym 70% to równiny pokryte niskimi grzbietami, a pozostałe 10% jest gładkie lub pofalowane[15]. Dwie wyżyny, o rozmiarach ziemskich kontynentów, wypełniają resztę jej powierzchni. Jeden leży na północnej półkuli planety, drugi większy 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[16].

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[17].

Większość elementów powierzchni Wenus nosi nazwy pochodzące od historycznych lub mitologicznych kobiet[18]. 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[19].

Długość planetograficzna tworów na powierzchni Wenus jest wyrażona w stosunku do jej południka zerowego. Pierwotnie przechodził on przez jasny punkt na obrazach radarowych, położony w środku owalnej korony nazwanej Eve Corona, położonej na południe od Alpha Regio[20]. Po zakończeniu misji Wenera na nowo określono położenie południka zerowego, obecnie przechodzi on przez centralne wzniesienie w kraterze Ariadne[21][22].

Geologia[edytuj | edytuj kod]

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[17]. 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[23], podczas gdy wiek powierzchni Wenus szacuje się na 300-600 milionów lat[8][17].

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[24]. Podczas gdy burzom na Ziemi towarzyszą opady deszczu, to na Wenus występują tylko opady kwasu siarkowego w górnych warstwach atmosfery, który odparowuje około 25 km ponad powierzchnią. Jednym z możliwych wyjaśnień istnienia piorunów jest to, że powstają one w chmurach wulkanicznego popiołu (zjawisko to występuje także na Ziemi). Inny argument pochodzi z pomiarów stężenia dwutlenku siarki w atmosferze, zaobserwowano jego dziesięciokrotny spadek w latach 1978 i 1986. Może to oznaczać, że jego koncentracja została wcześniej zwiększona przez dużą erupcję wulkanu[25].

Kratery uderzeniowe na Wenus (ilustracja stworzona z danych radarowych)

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 one geologicznie młode. Niewielka liczba kraterów wraz z ich dobrym stanem zachowania oznacza, że powierzchnia planety uległa odnowieniu w skali globalnej 300-600 mln lat temu[8][9], po czym zmalała aktywność wulkaniczna[26]. Skorupa Ziemi jest w ciągłym ruchu, ale uważa się, że na Wenus nie może zachodzić taki proces; zamiast niego występuje cyklicznie inne, bardziej gwałtowne zjawisko. 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, w miejsce której powstaje nowa[17].

Kratery na Wenus mają średnice od 3 km do 280 km. Nie ma tu kraterów mniejszych niż 3 km, ze względu na wpływ gęstej atmosfery na meteoroidy. Obiekty z energią kinetyczną mniejszą niż pewna krytyczna wartość są spowalniane w atmosferze, tak że nie mogą tworzyć kraterów uderzeniowych[27]. Nadlatujące ciała o średnicy mniejszej niż 50 metrów spalają się w atmosferze przed dotarciem do powierzchni planety[28].

Atmosfera i klimat[edytuj | edytuj kod]

Zdjęcie chmur Wenus wykonane w nadfiolecie przez sondę Pioneer Venus Orbiter

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[29]. To sprawia, że powierzchnia Wenus ma wyższą temperaturę niż powierzchnia Merkurego, którego temperatura powierzchni waha się od −220 °C do 420 °C[30], mimo, że Wenus jest prawie dwukrotnie dalej od Słońca i tym samym otrzymuje tylko 25% energii słonecznej, która dociera do Merkurego. Często mówi się, że powierzchnia Wenus przypomina piekło[31].

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[32].

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. Samo to zjawisko mogłoby znacznie utrudnić ludziom chodzenie, nawet gdyby nie istniały problem wysokiej temperatury i braku tlenu[33].

Ponad gęstą warstwą CO2 znajdują się grube chmury, składające się głównie z dwutlenku siarki i kropli kwasu siarkowego[34][35]. 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 słonecznego – podobnie jak w przypadku najgrubszych chmur na Ziemi). Stałe zachmurzenie oznacza, że chociaż Wenus jest bliżej Słońca niż Ziemia, to 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[36]. Wenusjańskie wiatry mogą wiać z prędkością do 60 razy szybszą od rotacji planety, podczas gdy najszybsze ziemskie wiatry osiągają tylko 10% do 20% prędkości obrotu Ziemi[37].

Powierzchnia Wenus ma prawie jednakową temperaturę nie tylko w dzień i noc, ale także na równiku i biegunach[38][39]. Nachylenie osi obrotu planety to niecałe trzy stopnie, znacznie mniej niż nachylenie osi Ziemi, co także minimalizuje sezonowe wahania temperatury[40]. Występują tylko 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(II) (galena)[41].

Chmury Wenus są zdolne do wytwarzania piorunów, podobnie jak chmury na Ziemi[42]. Istnienie błyskawic, po raz pierwszy wykrytych przez radzieckie sondy Wenera, budziło kontrowersje. Dopiero w latach 2006-07 sonda Venus Express wyraźnie potwierdziła istnienie charakterystycznych fal elektromagnetycznych, wytwarzanych przez błyskawice. Ich intermitentny charakter wskazuje na związek z aktywnością pogodową. Częstość uderzeń piorunów na Wenus jest o połowę mniejsza niż na Ziemi[42]. W 2007 r. sonda Venus Express odkryła także istnienie potężnego podwójnego wiru atmosferycznego na biegunie południowym[43][44].

Pole magnetyczne i jądro[edytuj | edytuj kod]

W 1980 roku orbiter Pioneer Venus odkrył, że pole magnetyczne Wenus jest znacznie słabsze niż na Ziemi. Jest ono generowane przez oddziaływanie między jonosferą i wiatrem słonecznym[45], 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[46].

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. Dynamo wymaga trzech elementów: 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, iż wystarczałyby one do wzbudzenia dynama[47][48]. 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 niż górna. 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, a to uniemożliwia konwekcję i generację pola magnetycznego. Zamiast tego ciepło pochodzące z jądra podgrzewa płaszcz i skorupę[49].

Wenus nie ma stałego jądra wewnętrznego[50], lub jej jądro nie ochładza się obecnie, 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 obecnie znane[49].

Orbita i rotacja[edytuj | edytuj kod]

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[38]. Kiedy Wenus znajduje się pomiędzy Ziemią a Słońcem, położeniu znanym jako złączenie dolne, jest planetą najbliższą Ziemi, odległą średnio o 41 milionów km; planeta osiąga to położenie średnio co 584 dni[38]. Ze względu na malejący mimośród orbity Ziemi, minimalna odległość będzie rosła. Od roku 1 do 5383 n.e. 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[38].

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 przez zaburzenia wywoływane przez inne planety i pływy w jej gęstej atmosferze. Zmiana okresu rotacji prawdopodobnie zachodziła na przestrzeni miliardów lat[52][53].

Wenus obraca się w ciągu 243 dni ziemskich; jest to najwolniejszy okres obrotu pośród wszystkich planet Układu Słonecznego. Na równiku, powierzchnia Wenus obraca się z prędkością liniową 6,5 km/h; a na Ziemi – 1670 km/h[54]. Na Wenus dzień gwiazdowy trwa dłużej niż rok (243 w porównaniu z 224,7 dnia ziemskiego). Jednak ze względu na rotację wsteczną, długość dnia słonecznego jest znacznie mniejsza niż dnia gwiazdowego. Dla obserwatora na powierzchni Wenus między kolejnymi wschodami Słońca mija 116,75 dni ziemskich (dzień słoneczny Wenus jest krótszy niż 176-dniowy dzień słoneczny Merkurego)[55], Słońce wstaje na zachodzie i zachodzi na wschodzie. W wyniku stosunkowo długich dni słonecznych, rok na Wenus trwa tylko 1,92 wenusjańskiego dnia[55].

Ciekawym zjawiskiem związanym z orbitą Wenus i jej okresem rotacji jest to, że 584-dniowy średni odstęp czasu między kolejnymi zbliżeniami do Ziemi jest niemal dokładnie równy pięciu słonecznym dniom Wenus. Nie wiadomo, czy związek ten powstał przez przypadek czy jest wynikiem 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 astronom Giovanni Cassini ogłosił, że widział na orbicie Wenus księżyc, który został nazwany Neith, imieniem egipskiej bogini. Przez następne 200 lat wielokrotnie zgłaszano podobne obserwacje. Ostatecznie stwierdzono, że większość z nich można wyjaśnić jako pomylenie pobliskiej gwiazdy z księżycem. Według Alex Alemi i Davida Stevensona z California Institute of Technology, badania modeli Układu Słonecznego z 2006 r. 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 swoją 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 jest wpływ silnych pływów słonecznych, które mogą destabilizować orbity dużych satelitów krążących wokół planet wewnętrznych[57].

Obserwacja[edytuj | edytuj kod]

Wenus jest zawsze jaśniejsza od najjaśniejszych gwiazd

Na nocnym niebie Wenus zawsze świeci jaśniej od najjaśniejszych gwiazd. Jej obserwowana wielkość gwiazdowa zmienia się od −3,8m 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[38]. 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. Jako najjaśniejszy punktowy obiekt na niebie, Wenus jest często interpretowana przez nie-astronomów jako 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 w czerwcu 2004 roku i w czerwcu 2012 roku. Poprzednie dwa tranzyty nastąpiły w grudniu 1874 roku i grudniu 1882 roku. Kolejne dwa nastąpią w grudniu 2117 roku i grudniu 2125 roku[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[edytuj | edytuj kod]

Wczesne obserwacje[edytuj | edytuj kod]

Odkrycie przez Galileusza faz Wenus dowiodło, 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].

Galileusz, obserwując Wenus przez teleskop na początku XVII wieku 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 tylko 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 pełen 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 ok. 24 godziny[77].

Obserwacje naziemne w XX wieku[edytuj | edytuj kod]

Do XX wieku nie nastąpił wyraźny postęp w badaniach Wenus. Jej tarcza jest praktycznie pozbawiona szczegółów, z powodu gęstej atmosfery, która uniemożliwiała obserwowanie powierzchni. Dopiero zastosowanie spektroskopii, obserwacji radarowych i w nadfiolecie pozwoliło odkryć nowe 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 latach 50. XX wieku wykazały, że obraca się ona ruchem wstecznym. Obserwacje radarowe powierzchni Wenus przeprowadzone w latach 60. pozwoliły dokładnie określić prędkość jej 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[edytuj | edytuj kod]

Pierwsze misje[edytuj | edytuj kod]

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 roku[83].

Równocześnie amerykański program Mariner również rozpoczął się fiaskiem pierwszej misji. Sonda Mariner 1 uległa zniszczeniu w pierwszych minutach po starcie, 22 lipca 1962 roku. Druga sonda Mariner 2, wysłana 27 sierpnia 1962 roku, 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[edytuj | edytuj kod]

Radziecka sonda kosmiczna Wenera 3 dotarła do powierzchni Wenus 1 marca 1966 roku. 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 roku 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 CO2. Atmosfera Wenus okazała się gęstsza, niż zakładali twórcy sondy i opadanie Wenery 4 na spadochronach trwało tak długo, że jej baterie wyczerpały się, zanim 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 roku. 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 roku. Dotarły one do Wenus w odstępie jednego dnia w maju tego samego roku. Sondy te miały wzmocnioną konstrukcję, pozwalającą wytrzymać ciśnienie 25 barów, oraz małe spadochrony, aby umożliwić szybsze opadanie. Ponieważ modele atmosfery Wenus zakładały, że ciśnienie na jej powierzchni wynosi 75-100 barów, nie przewidywano aby dotarły do samej powierzchni. Po przeprowadzeniu serii pomiarów przez około 50 minut, obie zostały zmiażdżone na wysokości około 20 kilometrów i spadły na powierzchnię Wenus po jej nocnej stronie[85].

Badania powierzchni i atmosfery[edytuj | edytuj kod]

Orbiter Pioneer Venus 1 krążący wokół Wenus

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. Weszła ona w atmosferę 15 grudnia 1970 roku. Prawdopodobnie z powodu częściowo porwanego spadochronu, uderzyła w powierzchnię z dużą prędkością i uległa uszkodzeniu. Nie została jednak zniszczona i wysłała słaby sygnał na Ziemię, przekazując przez 23 minuty dane dotyczące temperatury, pierwsze dane telemetryczne z powierzchni innej planety[85].

Kolejna sonda Wenera 8 wysyłała dane przez 50 minut, a sondy Wenera 9 oraz Wenera 10 przekazały pierwsze zdjęcia powierzchni Wenus. Dwie 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 przeszedł 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].

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 roku 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 roku i zebrały dane o jej składzie chemicznym, wiatrach 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 roku 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 roku i wykonały mapy jej powierzchni za pomocą radarów z syntetyczną aperturą[94].

W 1985 roku Związek Radziecki wykorzystał okazję połączenia misji na Wenus i na kometę Halleya, która przechodziła wtedy przez wewnętrzne obszary Układu Słonecznego. W drodze do komety Halleya, dwa statki kosmiczne należące do programu Wega wystrzeliły w kierunku Wenus sondy wyposażone w balony, które miały utrzymywać urządzenia pomiarowe w górnych partiach jej atmosfery. 11 i 15 czerwca 1985 roku na powierzchnię planety opadły lądowniki obu sond, natomiast ich balony zawisły na wysokości około 53 km i oba transmitowały dane przez około 46 godzin, zanim nie spadły na powierzchnię. Zebrane dane ujawniły o wiele intensywniejsze wiatry pionowe, niż wcześniej oczekiwano[95][96].

Mapy radarowe[edytuj | edytuj kod]

Mapa radarowa powierzchni Wenus wykonana przez sondę Magellan

Amerykańska sonda Magellan rozpoczęła misję 4 maja 1989 r. z zadaniem wykonania map powierzchni Wenus przy pomocy radaru[19]. Podczas trwającej ponad 4 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[97] i w 95% dokumentują jej pole grawitacyjne. W 1994 roku, pod koniec swej misji, Magellan został celowo wysłany w atmosferę Wenus i zniszczony celem określenia jej gęstości[98]. 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[99][100].

Obecne i przyszłe misje[edytuj | edytuj kod]

Artystyczne wyobrażenie łazika Venus Rover, chłodzonego dzięki zastosowaniu silnika Stirlinga, projektowanego przez NASA[101]

Sonda Venus Express, zaprojektowana i zbudowana przez Europejską Agencję Kosmiczną, została wyniesiona przez rosyjską rakietę Sojuz-Fregat w dniu 9 listopada 2005 roku. 11 kwietnia 2006 weszła ona na orbitę okołobiegunową wokół Wenus[102]. Sonda prowadzi szczegółowe badania chmur i atmosfery, oraz właściwości jej powierzchni, w szczególności temperatury. Ma ona także wykonać mapę dystrybucji plazmy wokół planety. Misja zaplanowana początkowo na 500 dni ziemskich, czyli około dwa lata wenusjańskie[102], została przedłużona do 2014 roku[103]. Jednym z pierwszych jej rezultatów jest odkrycie potężnego podwójnego wiru atmosferycznego istniejącego nad południowym biegunem planety[102]. 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[102].

Wysłana przez NASA sonda MESSENGER, podczas lotu na Merkurego wykonała dwa przeloty koło Wenus, w październiku 2006 i czerwcu 2007 roku, wykonując przy tym obserwacje planety[104].

Europejska Agencja Kosmiczna również planuje misję na Merkurego, nazwaną BepiColombo, która wykona dwa przeloty koło Wenus w 2019 i 2020 roku, zanim dotrze na orbitę Merkurego w 2024 roku[105].

Kolejną sondą przeznaczoną do badań Wenus była sonda Akatsuki, stworzona przez Japońską Agencję Kosmiczną (JAXA), która została wystrzelona 20 maja 2010 r. Zgodnie z planem misji sonda miała osiągnąć swój cel w grudniu 2010 r., jednak z powodu awarii silnika wejście na orbitę nie powiodło się[106][107]. Kontakt z sondą nie został utracony i JAXA zamierza podjąć drugą próbę wejścia na orbitę planety w listopadzie 2015 roku[108][109].

W ramach programu New Frontiers, NASA rozważała wysłanie na Wenus lądownika o nazwie Venus In-Situ Explorer (VISE), który miał zbadać skład chemiczny i mineralogiczny wenusjańskiego regolitu. Sonda miała mieć możliwość wiercenia w podłożu i pobrania próbek, które nie uległy zwietrzeniu w warunkach panujących na powierzchni.

Z kolei rosyjska sonda Wenera-D, której data misji nie została dotychczas wyznaczona, ma obserwować planetę z orbity i wypuścić lądownik, o konstrukcji opartej na dawniejszych sondach programu Wenera, zdolny przetrwać dłuższy czas na powierzchni.

Inne propozycje przyszłych misji obejmują wysłanie łazików, aerobotów (sond balonowych) i bezzałogowych samolotów[110].

Misje załogowe[edytuj | edytuj kod]

W latach 60. XX wieku w ramach programu Apollo zaproponowano załogowy przelot koło Wenus, przy użyciu technologii i pojazdów tego programu[111]. 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[111].

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, wycofaną z użytku w 1974 roku.

Możliwości kolonizacji[edytuj | edytuj kod]

Ze względu na niezwykle wrogie dla życia warunki, kolonizacja powierzchni Wenus jest niemożliwa przy użyciu współczesnej techniki. Jednak około pięćdziesiąt kilometrów 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, ze pośród możliwości kolonizacji tej planety wymienia się rozległe, „pływające” w atmosferze planety miasta[112]. 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[112].

W kulturze[edytuj | edytuj kod]

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[113].

Znaczenia historyczne[edytuj | edytuj kod]

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[114]. Babilończycy nazywali ją Isztar od imienia bogini będącej ucieleśnieniem kobiecości i miłości[115].

Starożytni Egipcjanie wierzyli, że „gwiazda poranna” i „gwiazda wieczorna” to dwa odrębne obiekty, nazywając je odpowiednio Tioumoutiri i Ouaiti[116]. Podobnie starożytni Grecy uznawali ją za dwa ciała: poranne Fosforos (gr. Φωσφόρος Phōsphóros ‘niosący światło’) lub Heosforos (gr. Ἐωσφόρος Heōsphóros ‘niosący świt’) i wieczorne Hesperos (gr. Ἓσπερος Hesperos ‘wieczór’)[2][117]. Przed okresem klasycznym odkryli oni, że jest to jedna planeta i nazwali ją imieniem bogini miłości, Afrodyty[118][119][120]. 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[121]. Pliniusz Starszy utożsamiał Wenus ze staroegipską Izydą[122].

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[123][124][125][126].

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[127]. Masajowie nazywają planetę Kileken, w ich ustnej tradycji istnieje poświęcona jej opowieść pod tytułem Chłopiec-sierota[128].

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[129].

Śukra to określenie 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[130][131]. W astrologii wedyjskiej planeta znana jest jako Śukra[132], 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[133][134]. 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[135].

W metafizycznym systemie teozofii uważa się, że na płaszczyźnie eterycznej Wenus istnieje cywilizacja o setki milionów lat starsza od ziemskiej[136], a bóstwo rządzące Ziemią, Sanat Kumara, pochodzi z Wenus[137].

astronomiczny symbol Wenus

Astronomiczny symbol Wenus jest tym samym, którego w biologii używa się do oznaczania płci żeńskiej: jest to koło z małym krzyżykiem poniżej[138]. 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[138].

W literaturze[edytuj | edytuj kod]

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[139], 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[140]. 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[141].

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 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[142].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons
Zobacz hasła Wenus, Gwiazda Poranna i Gwiazda Wieczorna w Wikisłowniku

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. Krzysztof Ziołkowski: Wenus. W: Astronomia i kosmologia – Wirtualny Wszechświat [on-line]. Prószyński Media sp. z o.o.. [dostęp 2012-12-17].
  2. 2,0 2,1 2,2 Anton Hajduk, Ján Štohl (red.): Encyklopédia astronómie. Bratislava: Vydavateľstvo Obzor, 1987, s. 643. (słow.)
  3. 3,0 3,1 Stanisław R. Brzostkiewicz: Wenus – siostra Ziemi. Nasza Księgarnia, 1989. ISBN 83-10-09257-1.
  4. Hashimoto, G.L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M.S.; Kamp, L.W.; Carlson, R.W.; Baines, K.H.. Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data. „Journal of Geophysical Research, Planets”. 113, s. E00B24, 2008. doi:10.1029/2008JE003134. 
  5. Caught in the wind from the Sun. ESA (Venus Express), 2007-11-28. [dostęp 2010-11-04].
  6. Larry W. Esposito. Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism. „Science”. 223 (4640), s. 1072–1074, 1984-03-09. doi:10.1126/science.223.4640.1072. PMID 17830154. [dostęp 2009-04-29]. 
  7. Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H.. The Recent Evolution of Climate on Venus. „Icarus”. 150 (1), s. 19–37, marzec 2001. doi:10.1006/icar.2000.6570. 
  8. 8,0 8,1 8,2 8,3 Nimmo, F.; McKenzie, D.. Volcanism and Tectonics on Venus. „Annual Review of Earth and Planetary Sciences”. 26, s. 23–53, 1998. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23. Bibcode1998AREPS..26...23N. 
  9. 9,0 9,1 R. G. Strom, G.G. Schaber, D. D. Dawsow. The global resurfacing of Venus. „Journal of Geophysical Research”. 99, s. 10899–10926, 1994. doi:10.1029/94JE00388. Bibcode1994JGR....9910899S. 
  10. Lopes, Rosaly M. C., Gregg, Tracy K.P.: Volcanic worlds: exploring the solar system's volcanoes. Springer, 2004, s. 61. ISBN 3540004319.
  11. David Darling: Atmosphere of Venus. W: The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght [on-line]. [dostęp 2007-04-29].
  12. K. A. Goettel. Density constraints on the composition of Venus. , s. 1507–1516, 16–20 marca 1981. Houston, Teksas: Pergamon Press. [dostęp 2009-07-12]. 
  13. Faure, Gunter Mensing, Teresa M.: Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer, 2007, s. 201, seria: Springer eBook collection. ISBN 1402052332.
  14. Nimmo, F.. Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio. „Geology”. 30, s. 987–990, 2002. <0987:WDVLAM>2.0.CO;2 doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. 
  15. Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III. Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas. „Earth, Moon, and Planets”. 66 (3), s. 285–336, 1995. Bibcode1995EM&P...66..285B. [dostęp 2009-08-03]. 
  16. W.J. Kaufmann: Universe. Nowy Jork: W.H. Freeman, 1994, s. 204. ISBN 0716723794.
  17. 17,0 17,1 17,2 17,3 Charles Frankel: Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press, 1996. ISBN 0521477700.
  18. R.M. Batson, J.F. Russell: Naming the Newly Found Landforms on Venus. Houston, Teksas: 18–22 marca 1991, s. 65. [dostęp 2009-07-12].
  19. 19,0 19,1 Young, C.: The Magellan Venus Explorer's Guide. Wyd. JPL Publication 90-24. Kalifornia: Jet Propulsion Laboratory, sierpień 1990.
  20. Davies, M.E.. Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites. „Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy”. 63 (2), 1994. doi:10.1007/BF00693410. 
  21. USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE). [dostęp 2010-10-22].
  22. The Magellan Venus Explorer's Guide. [dostęp 2009-10-22].
  23. Hannu Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K.J. Donner: Fundamental Astronomy. Springer, 2007, s. 162. ISBN 3540341439.
  24. Venus also zapped by lightning. CNN, 2007-11-29. [dostęp 2010-11-22]. [zarchiwizowane z tego adresu (30 listopada 2007)].
  25. L. S. Glaze. Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus. „Journal of Geophysical Research”. 104, s. 18899–18906, 1999. doi:10.1029/1998JE000619. Bibcode1999JGR...10418899G. [dostęp 2009-01-16]. 
  26. I. Romeo, D.L. Turcotte. The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing. „Icarus”. 203, s. 13, 2009. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.036. 
  27. R. R. Herrick, Phillips, R. J.. Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population. „Icarus”. 112, s. 253–281, 1993. doi:10.1006/icar.1994.1180. Bibcode1994Icar..112..253H. 
  28. David Morrison: The Planetary System. Benjamin Cummings, 2003. ISBN 0-8053-8734-X.
  29. Venus. Case Western Reserve University, 2006-09-14. [dostęp 2007-07-16]. [zarchiwizowane z tego adresu (2008-10-11)].
  30. John S. Lewis: Physics and Chemistry of the Solar System. Wyd. 2nd. Academic Press, 2004, s. 463. ISBN 012446744X.
  31. Henry Bortman: Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'. space.com, 2004. [dostęp 2010-07-31].
  32. J.F. Kasting. Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus.. „Icarus”. 74 (3), s. 472–494, 1988. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. 
  33. B.E. Moshkin, A.P. Ekonomov, Iu.M. Golovin. Dust on the surface of Venus. „Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research)”. 17, s. 280–285, 1979. Bibcode1979CoRe...17..232M. [dostęp 2009-07-12]. 
  34. V.A. Krasnopolsky, V.A. Parshev. Chemical composition of the atmosphere of Venus. „Nature”. 292, s. 610–613, 1981. doi:10.1038/292610a0. 
  35. Vladimir A. Krasnopolsky. Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems. „Planetary and Space Science”. 54 (13–14), s. 1352–1359, 2006. doi:10.1016/j.pss.2006.04.019. 
  36. W. B., Rossow; A. D., del Genio; T., Eichler. Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images. „Journal of the Atmospheric Sciences”. 47 (17), s. 2053–2084, 1990. <2053:CTWFVO>2.0.CO;2 doi:10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2. 
  37. Normile, Dennis. Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion. „Science”. 328 (5979), s. 677, 2010-05-07. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. PMID 20448159. 
  38. 38,0 38,1 38,2 38,3 38,4 David R. Williams: Venus Fact Sheet. NASA, 15 kwietnia, 2005. [dostęp 2007-10-12].
  39. Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Paul G. Withers, Christopher P. McKay: Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport. Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory, 2001. [dostęp 2007-08-21].
  40. Interplanetary Seasons. W: NASA [on-line]. [dostęp 2007-08-21].
  41. Carolyn Jones Otten: "Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide. Washington University in St Louis, 2004. [dostęp 2007-08-21].
  42. 42,0 42,1 S. T. Russell, T.L. Zhang, M. Delva. Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere. „Nature”. 450 (7170), s. 661–662, 2007. doi:10.1038/nature05930. PMID 18046401. 
  43. Eric Hand. European mission reports from Venus. „Nature”, s. 633–660, listopad 2007. doi:10.1038/news.2007.297. 
  44. Staff: Venus offers Earth climate clues. BBC News, 2007-11-28. [dostęp 2010-11-12].
  45. Kivelson G. M., Russell, C. T.. Introduction to Space Physics. , 1995. Cambridge University Press. 
  46. H.O. Upadhyay, R.N. Singh. Cosmic ray Ionization of Lower Venus Atmosphere. „Advances in Space Research”. 15 (4), s. 99–108, kwiecień 1995. doi:10.1016/0273-1177(94)00070-H. 
  47. J.G. Luhmann, C.T. Russell, J.H. Shirley, R.W. Fainbridge: Venus: Magnetic Field and Magnetosphere. Nowy Jork: Chapman and Hall, 1997. ISBN 978-1-4020-4520-2. [dostęp 2009-06-28].
  48. D.J. Stevenson. Planetary magnetic fields. „Earth and Planetary Science Letters”. 208 (1–2), s. 1–11, 2003-03-15. doi:10.1016/S0012-821X(02)01126-3. 
  49. 49,0 49,1 Francis Nimmo. Why does Venus lack a magnetic field?. „Geology”. 30 (11), s. 987–990, listopad 2002. <0987:WDVLAM>2.0.CO;2 doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. [dostęp 2009-06-28]. 
  50. A.S. Konopliv, C.F. Yoder. Venusian k2 tidal Love number from Magellan and PVO tracking data. „Geophysical Research Letters”. 23 (14), s. 1857–1860, 1996. doi:10.1029/96GL01589. [dostęp 2009-07-12]. 
  51. Solex by Aldo Vitagliano. [dostęp 2009-03-19]. (oliczenia programu Solex)
  52. Alexandre C.M. Correia, Jacques Laskar, Olivier Néron de Surgy. Long-term evolution of the spin of Venus I. theory. „Icarus”. 163 (1), s. 1–23, maj 2003. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3. 
  53. Alexandre C.M. Correia, Jacques Laskar. Long-term evolution of the spin of Venus: II. numerical simulations. „Icarus”. 163, s. 24–45, 2003. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5. 
  54. Michael E. Bakich: The Cambridge planetary handbook. Cambridge University Press, 2000, s. 50. ISBN 0521632803.
  55. 55,0 55,1 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)].
  56. Gold, T.; Soter, S.. Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus. „Icarus”. 11, s. 356–366, 1969. doi:10.1016/0019-1035(69)90068-2. 
  57. 57,0 57,1 Scott S. Sheppard, Chadwick A. Trujillo. A survey for satellites of Venus. „Icarus”. 202 (1), s. 12–16, lipiec 2009. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.008. 
  58. S. Mikkola, R. Brasser, P. Wiegert, K. Innanen. Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 351, lipiec 2004. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x. 
  59. George Musser: Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon. Scientific American, 1994-10-31. [dostęp 2007-08-03].
  60. David Tytell: Why Doesn't Venus Have a Moon?. SkyandTelescope.com, 2006-10-10. [dostęp 2007-08-03]. [zarchiwizowane z tego adresu (2012-05-30)].
  61. Justine Whitman: Moon Motion & Tides. Aerospaceweb.org, 19 lutego 2006. [dostęp 2007-08-03].
  62. 62,0 62,1 62,2 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)].
  63. Lee Krystek: Natural Identified Flying Objects. The Unngatural Museum. [dostęp 2006-06-20].
  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].
  65. T. Hornsby. The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769. „Philosophical Transactions of the Royal Society”. 61, s. 574–579, 1771. doi:10.1098/rstl.1771.0054. 
  66. Richard Woolley. Captain Cook and the Transit of Venus of 1769. „Notes and Records of the Royal Society of London”. 24 (1), s. 19–32, 1969. doi:10.1098/rsnr.1969.0004. [dostęp 2009-07-12]. 
  67. Obserwacje Wenus. 2010-08-25. [dostęp 2010-11-22].
  68. R. M. Baum. The enigmatic ashen light of Venus: an overview. „Journal of the British Astronomical Association”. 110, 2000. Bibcode2000JBAA..110..325B. [dostęp 2009-01-16]. 
  69. Pliniusz Starszy: Natural History II. tłum. John F. Healy. Harmondsworth, Middlesex, Wielka Brytania: Penguin, 1991, s. 15–16, 36–37.
  70. Bernard R. Goldstein. Theory and Observation in Medieval Astronomy. „Isis”. 63 (1), s. 39–47 [44], marzec 1972. University of Chicago Press. doi:10.1086/350839. 
  71. Sally P. Ragep, Thomas Hockey: Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā. 2007, s. 570–572.
  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 1402006578.
  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].
  74. Mikhail Ya. Marov. Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit. „Proceedings of IAU Colloquium #196”, s. 209–219, 2004. Preston, Wielka Brytania: Cambridge University Press. doi:10.1017/S1743921305001390. 
  75. Mikhail Vasilyevich Lomonosov. W: Britannica online encyclopedia [on-line]. Encyclopædia Britannica, Inc. [dostęp 2009-07-12].
  76. H.N. Russell. The Atmosphere of Venus. „Astrophysical Journal”. 9, s. 284–299, 1899. doi:10.1086/140593. 
  77. T. Hussey. On the Rotation of Venus. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 2, s. 78–126, 1832. Bibcode1832MNRAS...2...78H. [dostęp 2009-07-12]. 
  78. F. E. Ross. Photographs of Venus. „Astrophysical Journal”. 68–92, 1928. doi:10.1086/143130. 
  79. V. M. Slipher. A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus. „Astronomische Nachrichten”. 163, 1903. doi:10.1002/asna.19031630303. 
  80. Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L.. Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements. „Science”. 139 (3558), s. 910–911, 1963. doi:10.1126/science.139.3558.910. PMID 17743054. 
  81. Campbell, D. B.; Dyce, R. B.; Pettengill G. H.. New radar image of Venus. „Science”. 193 (4258), s. 1123–1124, 1976. doi:10.1126/science.193.4258.1123. PMID 17792750. 
  82. Chapter 8, What's in a Name?. W: The Magellan Venus Explorer's Guide [on-line]. NASA/JPL, sierpień 1990. [dostęp 2009-07-21].
  83. Don Mitchell: Inventing The Interplanetary Probe. W: The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2007-12-27].
  84. Jet Propulsion Laboratory. Mariner-Venus 1962 Final Project Report. , 1962. NASA. 
  85. 85,0 85,1 85,2 85,3 Don Mitchell: Plumbing the Atmosphere of Venus. W: The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2007-12-27].
  86. V. Eshleman, G. Fjeldbo. The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment. , 1969. NASA. 
  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.
  88. Sagdeev, Roald; Eisenhower, Susan: United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War. 28 maja 2008. [dostęp 2010-10-30].
  89. Don Mitchell: First Pictures of the Surface of Venus. W: The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2007-12-27].
  90. Dunne, J.; Burgess, E.. The Voyage of Mariner 10. , 1978. NASA. [dostęp 2009-07-12]. 
  91. Colin, L.; Hall, C.. The Pioneer Venus Program. „Space Science Reviews”. 20, s. 283–306, 1977. doi:10.1007/BF02186467. [dostęp 2009-07-12]. 
  92. David R. Williams: Pioneer Venus Project Information. NASA Goddard Space Flight Center, 6 stycznia 2005. [dostęp 2009-07-19].
  93. 93,0 93,1 Don Mitchell: Drilling into the Surface of Venus. W: The Soviet Exploration of Venus [on-line]. 2003. [dostęp 2014-07-30].
  94. Ronald Greeley, Raymond M. Batson: Planetary Mapping. Cambridge University Press, 2007, s. 47. ISBN 9780521033732. [dostęp 2009-07-19].
  95. Linkin, V.; Blamont, J.; Preston, R.. The Vega Venus Balloon experiment. „Bulletin of the American Astronomical Society”. 17 (4744), s. 722, 1985. doi:10.1126/science.231.4744.1407. PMID 17748079. 
  96. R.Z. Sagdeev, V.M. Linkin, J.E. Blamont, R.A. Preston. The VEGA Venus Balloon Experiment. „Science”. 231 (4744), s. 1407–1408, 1986. doi:10.1126/science.231.4744.1407. PMID 17748079. [dostęp 2009-07-12]. 
  97. Daniel T. Lyons, Stephen R. Saunders, Douglas G. Griffith. The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations. „Acta Astronautica”. 35 (9–11), s. 669–676, maj-czerwiec 1995. doi:10.1016/0094-5765(95)00032-U. 
  98. Magellan begins termination activities. W: JPL Universe [on-line]. 9 września 1994. [dostęp 2010-10-10].
  99. Michel Van Pelt: Space invaders: how robotic spacecraft explore the solar system. Springer, 2006, s. 186–189. ISBN 0387332324.
  100. Andrew M. Davis, Heinrich D. Holland, Karl K. Turekian: Meteorites, comets, and planets. Elsevier, 2005, s. 489. ISBN 0080447201.
  101. G. A. Landis. Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus. „Acta Astronautica”. 59 (7), s. 517-580, październik 2006 (ang.).  Zobacz też: animacja
  102. 102,0 102,1 102,2 102,3 Venus Express. W: ESA Portal [on-line]. European Space Agency. [dostęp 23.11.2010].
  103. Mission extensions approved for science missions. ESA Science & Technology, 2009-10-07. [dostęp 2010-11-23].
  104. Timeline. W: MESSENGER [on-line]. [dostęp 9 lutego 2008].
  105. BepiColombo Fact Sheet (ang.). W: ESA Science & Technology [on-line]. [dostęp 2013-09-13].
  106. Akatsuki Encounters Problems at Venus (ang.). [dostęp 2010-12-08].
  107. Venus Climate Orbiter "PLANET-C" (ang.). W: JAXA [on-line]. [dostęp 2010-11-01].
  108. JAXA: Akatsuki Project Topics (ang.). [dostęp 2011-11-22].
  109. Stephen Clark: Crippled space probe bound for second chance at Venus (ang.). Spaceflight Now, 2011-12-21. [dostęp 2011-12-22].
  110. Atmospheric Flight on Venus (ang.). W: NASA Glenn Research Center Technical Reports [on-line]. [dostęp 18 września 2008]. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-05-12)].
  111. 111,0 111,1 Feldman, M. S.; Ferrara, L. A.; Havenstein, P. L.; Volonte, J. E.; Whipple, P. H.: Manned Venus Flyby, February 1, 1967. Bellcomm, Inc., 1967.
  112. 112,0 112,1 Geoffrey A. Landis. Colonization of Venus. . 654 (1), s. 1193–1198, 2003. doi:10.1063/1.1541418. 
  113. Seth B. Nicholson. The Trojan Asteroids. „Astronomical Society of the Pacific Leaflets”. 8, 1961. Bibcode1961ASPL....8..239N. 
  114. A. Sachs. Babylonian Observational Astronomy. „Philosophical Transactions of the Royal Society of London”. 276 (1257), s. 43–50, 1974. doi:10.1098/rsta.1974.0008. 
  115. Betty De Shong Meador: Inanna, Lady of Largest Heart: Poems of the Sumerian High Priestess Enheduanna. University of Texas Press, 2000, s. 15. ISBN 0292752423.
  116. Cattermole, Peter John; Moore, Patrick: Atlas of Venus. Cambridge University Press, 1997, s. 9. ISBN 0521496527.
  117. Pierre Grimal: Słownik mitologii greckiej i rzymskiej. Wrocław: Zakład Narodowy im. Ossolińskich, 2008, s. 106-107. ISBN 83-04-04673-3.
  118. William Sherwood Fox: The Mythology of All Races: Greek and Roman. Marshall Jones Company, 1916, s. 247. [dostęp 2009-05-16].
  119. Ellen Greene: Reading Sappho: contemporary approaches. University of California Press, 1996, s. 54. ISBN 0520206010.
  120. Ellen Greene: Reading Sappho: contemporary approaches. University of California Press, 1999, s. 54. ISBN 0520206010.
  121. 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].
  122. Roger Rees: Layers of loyalty in Latin panegyric, AD 289-307. Oxford University Press, 2002, s. 112. ISBN 0199249180.
  123. Mary Boyce: ANĀHĪD. W: Encyclopaedia Iranica [on-line]. Center for Iranian Studies, Columbia University. [dostęp 2010-11-23].
  124. Hanns-Peter Schmidt: MITHRA. W: Encyclopaedia Iranica [on-line]. Center for Iranian Studies, Columbia University. [dostęp 2010-11-23].
  125. MacKenzie, D. N.: A concise Pahlavi Dictionary. Londyn i Nowy Jork: Routledge Curzon, 2005. ISBN 0-19713559-5.
  126. Mohammad Moin: A Persian Dictionary. Six Volumes. T. 5–6. Teheran: Amir Kabir Publications, 1992. ISBN 1-56859-031-8.
  127. Robert J. Sharer: The Ancient Maya. Stanford University Press, 2005. ISBN 0804748179.
  128. G. Verhaag. Letters to the Editor: Cross-cultural astronomy. „Journal of the British Astronomical Association”. 110 (1), 2000. Bibcode2000JBAA..110...49V. [dostęp 2009-07-19]. 
  129. Ray P. Norris: Searching for the Astronomy of Aboriginal Australians. W: Conference Proceedings [on-line]. Australia Telescope National Facility, 2004. [dostęp 2009-05-16]. [zarchiwizowane z tego adresu (2013-12-03)]. s. 1–4.
  130. Emanacje energii Wenus. [dostęp 2010-11-30].
  131. Michael David Bailey: Magic and Superstition in Europe: a Concise History from Antiquity to the Present. Rowman & Littlefield, 2007, s. 93–94. ISBN 0742533875.
  132. Bhalla, Prem P.: Hindu Rites, Rituals, Customs and Traditions: A to Z on the Hindu Way of Life. Pustak Mahal, 2006, s. 29. ISBN 812230902X.
  133. Behari, Bepin; Frawley, David: Myths & Symbols of Vedic Astrology. Wyd. 2. Lotus Press, 2003, s. 65–74. ISBN 0940985519.
  134. Quiles, Carlos; Kūriákī, Kárlos: A Grammar of Modern Indo-European: Language and Culture, Writing System and Phonology, Morphology, Syntax. Carlos Quiles Casas, 2007, s. 319. ISBN 8461176391.
  135. Wolfram Eberhard: Symbole chińskie. Słownik. Kraków: Universitas, 2007, s. 208-209. ISBN 97883-242-0766-4.
  136. Arthor E. Powell: The Solar System. Londyn: The Theosophical Publishing House, 1930, s. 33.
  137. C.W. Leadbeater: The Masters and the Path. Adyar, Madras, Indie: 1925. (Sanat Kumara jest tam określany mianem „Pan Świata” – Lord of the World)
  138. 138,0 138,1 William Stearn. The Origin of the Male and Female Symbols of Biology. „Taxon”. 11 (4), s. 109–113, maj 1968. doi:10.2307/1217734. 
  139. Ron Miller: Venus. Twenty-First Century Books, 2003, s. 12. ISBN 0-7613-2359-7.
  140. Steven Dick: Life on Other Worlds: The 20th-Century Extraterrestrial Life Debate. Cambridge University Press, 2001, s. 43. ISBN 0521799120.
  141. David Seed: A Companion to Science Fiction. Blackwell Publishing, 2005, s. 134–135. ISBN 1405112182.
  142. C. Leroy Ellenberger. Worlds in Collision in Macmillan's Catalogues. „Kronos”. 9 (2), zima 1984. [dostęp 2009-05-16].  Podawana przez Juergensa w "The Velikovsky Affair" informacja, że pozostawała najpopularniejszą książką przez 20 tygodni, jest nieprawdziwa.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Mapy Wenus[edytuj | edytuj kod]