Venusi

Nga Wikipedia, enciklopedia e lirë
Shko te: navigacion, kërko

Aferdita



Venusi është planeti i dytë nga Dielli, që e orbiton atë çdo 224,7 ditë Tokësore. Venusi nuk ka satelit natyror. Ai është emëruar sipas perëndeshës romake të dashurisë dhe bukurisë Venus (Venera). Pas Hënës, është objekti më i shndritshëm natyror në qiellin e natës, duke arritur një madhësi të dukshme prej -4.6, ndriçim i mjaftueshëm për të bërë hije. Për shkak se Venusi është planet i brendshëm, ai kurrë nuk largohet shumë larg nga Dielli. Zgjatimi i tij arrin një maksimum prej 47,8°. Venusi arrin shkëlqimin e tij maksimal pak para lindjes së diellit, ose menjëherë pas perëndimit të diellit, kjo është arsyeja që është përmendur nga kulturat e lashta si Ylli i Mëngjesit ose Ylli i Mbrëmjes. Venusi është një planet tokësor dhe nganjëherë quhet "planet vëlla" i Tokës (në gjuhën shqipe Venusi i përket gjinisë mashkullore ndryshe nga gjuhët e tjera) për shkak të madhësive të tyre të ngjashme, gravitetit, dhe përbërja e masës (Venusi është edhe planeti më të afërt i Tokës dhe planeti me madhësi më të afërt me Tokën). Megjithatë, ai na shfaqet shumë i ndryshëm nga Toka në aspekte të tjera. Ai ka atmosferën më të dendur nga katër planetet tokësore, që përbëhet nga më shumë se 96% dioksid karboni. Presioni atmosferik në sipërfaqen e planetit është 92 herë më e lartë se ajo e Tokës. Me një temperaturë mesatare të sipërfaqes prej 460 °C, Venusi është absolutisht planeti më i nxehtë në Sistemin Diellor. Atje nuk ndodh cikli i karbonit që të bllokojë karbonin përsëri në shkëmbinj apo sipërfaqje, as nuk duket se ka ndonjë formë jete organike për ta absorbuar atë me anë të biomasës. Venusi është i fshehur nga një shtresë e errët e reve shumë reflektive të acidit sulfurik, duke parandaluar sipërfaqen e tij të shihet nga hapësira në dritën e dukshme. Venusi mund të ketë pasur oqeane në të kaluarën, por këto do të kenë avulluar nga temperaturat e larta për shkak të efektit serrë. Uji ka shumë të ngjarë të jetë shpërbërë nga reaksionet kimike dhe për shkak të mungesës së një fushë magnetike planetare, hidrogjeni i lirë është shpërndarë në hapësirën ndërplanetare nga era diellore. Sipërfaqja e Venusit është një peisazh shkretëtiror i thatë i ndërprerë me shkëmbinj si pllaka që rifreskohen periodikisht nga vullkanizimi.

Karakteristikat fizike[redakto | redakto tekstin burimor]

Venusi është një nga katër planetët tokësore të Sistemit Diellor, që do të thotë se, ai është një trup shkëmbor si Toka. Në madhësi dhe në masë, është i ngjashëm me Tokën, dhe është përshkruar shpesh si "vëllai" i Tokës ose "binjaku". Diametri i Venusit është 12.092 km (vetëm 650 km më pak se i Tokës) dhe masa e saj është sa 81.5% e masës së Tokës. Kushtet atmosferike në sipërfaqen e Venusit ndryshojnë rrënjësisht nga ato të Tokës, për shkak të atmosferës së tij të dendur nga dioksidi i karbonit. Masa e atmosferës së Venusit është 96.5% dioksid karboni, dhe shumica e 3.5% të mbetur është me azot.

Gjeografia e planetit[redakto | redakto tekstin burimor]

Sipërfaqja e Venusit ishte subjekt i spekulimeve derisa disa prej sekreteve të tij u zbuluan nga shkenca planetare në shekullin e 20. Ai është skicuar përfundimisht në mënyrë të detajuar nga Projekti Magellan më 1990-91. Sipërfaqja tregon dëshmi të një vullkanizimi të gjerë, dhe squfuri në atmosferë mund të tregojë se ka pasur disa shpërthime kohët e fundit. Rreth 80% e sipërfaqes Venusiane është e mbuluar nga një sipërfaqe e sheshtë e lëmuar ose fusha vullkanike, të përbëra nga 70% fusha me kreshta të rrudhura dhe 10% të ulta ose fusha të sheshta. Dy "kontinentet" malore përbëjnë pjesën tjetër të hapësirës së tij, një shtrihet në hemisferën veriore të planetit dhe tjera vetëm pak në jug të ekuatorit. Kontinenti verior quhet Ishtar Terra, sipas Ishtar, perëndeshës së dashurisë babilonase, dhe është afërsisht sa madhësia e Australisë. Mali Maxwell , është mali më i lartë në Venus, shtrihet në Ishtar Terra. Maja e tij është 11 km e lartë nga lartësia mesatare e sipërfaqes. Kontinenti jugor është quajtur Afrodite (Afërditë) Terra, sipas perëndeshës greke e dashurisë, dhe është më e madhja e të dy rajoneve malore afërsisht sa madhësia e Amerikës së Jugut. Një masiv malor i thyer përfaqëson deformimin më të madh të sipërfaqes në këtë zonë. Mungesa e provave të rrjedhjes së lavës që shoqëron çdo Kaldera (kaldera quhet gropa e kraterit që formohet nga shembja e vullkanit)të dukshme mbetet një enigmë. Planeti ka pak kratere të formuara nga goditjet metoerike , duke na demonstruar një sipërfaqe relativisht të re, rreth 300-600 milion vjeçare. Përveç kratereve të impakteve, maleve dhe luginave, që gjenden në të gjitha planetet shkëmbore, Venusi ka disa sipërfaqe me karakteristika unike. Ndër to janë malet vullkanikë me majë të sheshtë të quajtur "Farra", në formë keku të stërmadh në madhësi 20–50 km të gjerë dhe nga 100 deri në 1.000 m të larta. Sistemet radiale (në forma të rrumbullakëta) të copëzuara si yje të frakturuara quhen "Novae". Karakteristika relievi me dy radiale të copëzuara që ngjajnë me rrjetat e merimangave, të njohura si "arachnoids" dhe "coronae", unaza rrethore të frakturuara ndonjëherë rrethuar nga sedimente nga erozioni i sipërfaqes. Këto karakteristika kanë origjinë vullkanike. Shumica e karakteristikave të sipërfaqes Venusiane janë emëruar sipas grave historike dhe mitologjike. Përjashtimet janë Malet Maxwell, të quajtura sipas James Clerk Maxwell, dhe rajonet malore Alpha Regio, Beta Regio dhe Ovda Regio, që ishin emëruar para se të sistemi aktual të ishte miratuar nga IAU(Unioni Astronomik Ndërkombëtar), organi që mbikqyr nomenklaturën planetare. Gjatësia gjeografike e karakteristikave fizike në Venus është e shprehur në lidhje me meridianin fillestar (0°). Meridiani fillestar fillimisht kalonte në qendër të ovales Eva, që ndodhet në jug të Alpha Regio. Pas përfundimit të misioneve Venera, meridiani fillestar u ridefinua për të kaluar nëpër kulmin qëndror në kraterit Ariadne.

Madhësia e Mërkurrit, Venusit, Tokës dhe Hënës, Marsit dhe Ceresit (planetit xhuxh) më djathtas. Kjo mund të mos jetë madhësia ekzakte sepse disku i dukshëm i Venusit është më i madh se diametri real për shkak të atmosferës.


Gjeologjia e sipërfaqes[redakto | redakto tekstin burimor]

Mali Maat Mons me një zgjatim vertikal prej 22.5 herë

Pjesa më e madhe e sipërfaqes Venusiane duket se është formuar nga aktiviteti vullkanik. Venusi ka disa herë më shumë vullkane sesa Toka, atje gjenden 167 vullkane të mëdhenj që janë mbi 100 km në gjatësi. Kompleksi vullkanik i vetëm i kësaj madhësie në Tokë është vullkani Big Island në ishujt Havai. Kjo nuk do të thotë se Venusi është më aktiv nga ana vullkanike se Toka, por edhe për shkak se korja e tij është shumë më e vjetër. Korja oqeanike e Tokës është ricikluar vazhdimisht nga lëvizjet në kufijtë e pllakave tektonike dhe ka një moshë mesatare prej rreth 100 milionë vjet, ndërsa sipërfaqja Venusiane është vlerësuar të jetë 300-600 milion vjet e vjetër. Disa pjesë të ndryshme të sipërfaqes janë dëshmi e aktivitetit të vazhdueshëm vullkanik në Venus. Gjatë programit Sovjetik Venera, sondat Venera 11 dhe Venera 12 zbuluan një stuhi të fuqishme me rryma vetëtimash të vazhdueshme kurse Venera 12 regjistroi një goditje të fuqishme të bubullimës menjëherë pasi ajo goditi sipërfaqen. Venus Express e Agjensisë Evropiane Hapësinore rregjistroi rrufe të shumta në atmosferën e sipërme të planetit. Edhe pse stuhitë sjellin reshje në Tokë, në sipërfaqen e Venusit nuk ka reshje (shiu acid sulfurik bie në atmosferën e sipërme, pastaj avullohet rreth 25 km mbi sipërfaqe). Një mundësi tjetër është se hiri nga një shpërthim vullkanik ka gjeneruar vetëtimën. Një tjetër dëshmi vjen nga matjet e përqëndrimeve të dioksidit të squfurit në atmosferë, e cila u ul me një njësi nga dhjetë, ndërmjet vitit 1978 dhe 1986. Kjo nënkupton nivelin që ishte rritur më parë nga një shpërthim i madh vullkanik. Gati një mijë kratere goditjesh meteorike në Venus janë të shpërndara në mënyrë të barabartë në të gjithë sipërfaqen e tij. Në objektet e tjera, të tilla si Toka dhe Hëna, krateret tregojnë një varg shkallësh degradimi (gërryeje). Në Hënë, degradimi është shkaktuar nga goditjet e mëvonshme, ndërsa në Tokë kjo është shkaktuar nga era dhe erozioni prej shiut. Në Venus, rreth 85% e kratereve janë në gjendje të pacënuar. Numri i kratereve, së bashku me gjendjet e tyre janë të ruajtura mirë, që tregon një ngjarje globale që pësoi planeti rreth 300-600 milionë vjet më parë, e ndjekur nga një shkatërrim vullkanik. Korja e Tokës është në lëvizje të vazhdueshme, ndërsa Venusi nuk është në gjendje për të mbështetur një proces të tillë. Pa pllakat tektonike për të ulur nxehtësinë nga manteli i tij, Venusi i nënshtrohet një procesi ciklik në të cilin temperatura e mantelit rritet deri sa arrin një nivel kritik që dobëson koren. Pastaj, për një periudhë prej rreth 100 milionë vjetësh, rrjedhja vullkanike ndodh në një shkallë të madhe që riciklon plotësisht koren. Në mars 2014 prova e parë e drejtpërdrejtë për vullkanizimin e vazhdueshëm u gjend, në formën e "fleshimeve" infra të kuqe mbi çarjen e zonës Ganiki Chasma, në afërsi të mbulesës së vullkanit Maat Mons. Këto fleshime shkojnë nga 40-320 °C mbi temperaturën e ambientit, besohet të jenë gazra të nxehtë ose lavë e çliruar nga ndonjë shpërthim vullkanik. Krateret Venusiane variojnë nga 3 km në 280 km diametër. Nuk ka kratere më të vegjël se 3 km, për shkak të atmosferës së dendur mbi objektet në hyrje. Objektet me energji të të vogël kinetike ngadalësohen aq shumë nga atmosfera saqë nuk arrijnë të krijojnë një krater goditjeje. Objektet hapësinore më të vogla se 50 metra në diametër fragmentohen dhe digjen në atmosferë para se të arrijnë në sipërfaqen e planetit.

Cloud structure in the Venusian atmosphere in 1979, revealed by ultraviolet observations by Pioneer Venus Orbiter
Struktura e reve në atmosferën Venusiane në 1979, fotografuar me ultraviolet nga Pioneer Venus Orbiter
A real-colour image of Venus processed from two filters. The surface is obscured by a thick blanket of clouds
Një imazh real i ngjyrave të Venusit i bërë pas dy filtrash. Sipërfaqja është e fshehur nga një shtresë e trashë e reve
Impact craters on the surface of Venus (image reconstructed from radar data)
Kratere të hapura nga goditjet meteorike në sipërfaqen e Venusit (imazh i ndërtuar nga të dhënat e radarit)

Struktura e brendshme[redakto | redakto tekstin burimor]

Pa të dhëna sizmike apo njohuri të tjera, në dispozicion të studiuesve ka pak informacion të drejtpërdrejtë në lidhje me strukturën e brendshme dhe gjeokiminë e Venusit. Ngjashmëria në madhësi dhe dëndësi midis Venusit dhe Tokës tregon se ata kanë një strukturë të ngjashme të brëndshme. Një bërthamë, mantel , dhe kore. Si ajo e Tokës, bërthama e Venusit është pjesërisht e lëngshme për shkak se dy planetët janë në proçes ftohje me të njëjtin ritëm. Madhësia pak më e vogël e Venusit tregon që presioni është konsiderueshëm më i vogël sesa Toka thellë në brendësi të tij. Dallimi kryesor në mes të dy planeteve është mungesa e provave për pllakat tektonike në Venus, ndoshta për shkak se korja e tij është shumë e fortë për të rrëshkitur për shkak të mungesës së ujit duke e bërë atë më pak viskoze. Kjo rezulton në një humbje të vogël të nxehtësisë nga ana e planetit, duke e parandaluar atë nga ftohja dhe duke siguruar një shpjegim të mundshëm për mungesën e një fushe magnetike të prodhuar nga vetë planeti. Venusi mund ta humbasi nxehtësinë e tij të brendshme në ngjarjet periodike të mëdha që rishfaqen herë pas here.

Atmosfera dhe klima[redakto | redakto tekstin burimor]

Venusi ka një atmosferë jashtëzakonisht të dendur, e cila përbëhet kryesisht nga dioksid karboni dhe një sasi të vogël azoti. Masa atmosferike është 93 herë më e madhe se e Tokës, ndërsa presioni në sipërfaqen e planetit është rreth 92 herë ai i Tokës, një presion i tillë ekuivalent në Tokë gjendet në një thellësi prej rreth 1 kilometër nën oqeanet e Tokës. Dëndësia në sipërfaqe është 65 kg/m³, 6.5% ajo e ujit. Atmosfera është e pasur me dioksid karboni, së bashku me retë e dendura të dioksidit të sulfurit, gjenerojnë efektin serrë më të fuqishëm në Sistemin Diellor, duke krijuar temperaturat e sipërfaqes të paktën 460 °C. Kjo e bën sipërfaqen e Venusit më të nxehtë se Mërkurri, i cili ka një temperaturë minimale të sipërfaqes -220 °C dhe temperaturë maksimale prej 420 °C, edhe pse Venusi është pothuajse dy herë më larg sesa Mërkurri nga Dielli dhe merr vetëm 25% të rrezatimit diellor të Mërkurrit. Sipërfaqja e Venusit është përshkruar shpesh si peisazh ferri. Kjo temperaturë është më e lartë se temperatura që përdoret për sterilizim. Studimet kanë sugjeruar se miliarda vjet më parë, atmosfera e Venusit ishte më e ngjashme me atë të Tokës sesa është tani, megjithëse nuk mund të ketë pasur sasi të konsiderueshme të ujit të lëngshëm në sipërfaqe. Kjo mund të ketë ndodhur në një periudhe prej 600 milionë deri në disa miliardë vjet. Shfaqja e efektit serrë shkaktoi avullimin e ujit, e që çoi në një nivel të lartë të gazrave serrë në atmosferën e Venusit. Edhe pse kushtet në sipërfaqen e planetit nuk janë mikpritëse për gjallesat tokësore që mund të jenë formuar para kësaj ngjarje, është e mundur që jeta mund të ekzistojë në shtresa e poshtme ndërmjet reve të Venusit. Inercia termike dhe transferimi i nxehtësisë nga erërat në atmosferën e ulët do të thotë se temperatura e sipërfaqes Venusiane nuk ndryshon shumë midis natës dhe ditës, pavarësisht rrotullimit jashtëzakonisht të ngadalshëm të planetit. Erërat në sipërfaqe janë të ngadalta, duke lëvizur me disa kilometra në orë, por për shkak të dëndësisë së lartë atmosferike të sipërfaqes së Venusit, ato ushtrojnë forcë të konsiderueshme kundër pengesave, duke transportuar pluhurin dhe gurë të vegjël në gjithë sipërfaqen që përshkrojnë. Vetëm kjo do ta bënte të vështirë për një njeri të ecte, edhe në qoftë se do të përballonte problemin e nxehtësisë, shtypjen atmosferike dhe mungesën e oksigjenit. Mbi shtresën e dendur të dioksidit të karbonit janë retë e dendura të përbëra kryesisht prej dioksidit të squfurit dhe pikave të shiut me përbërje acid sulfurik. Këto re reflektojë dhe shpërndajë rreth 90% të dritës së diellit që bie mbi të, duke e kthyer në hapësirë dhe parandalojnë shikimin vizual të sipërfaqes së Venusit. Retë e përhershme që mbulojnë Venusin tregojnë se edhe pse Venusi është më afër se Toka nga Dielli, sipërfaqja e tij nuk është e ndriçuar mirë. Erëra të forta 300 km/h në shtresat e sipërme të reve, përshkruajnë planetin për rreth katër deri në pesë ditë tokësore. Erërat Venusiane lëvizin deri në 60 herë më shpejt se shpejtësia e rrotullimit të planetit, ndërsa erërat më të shpejta në Tokë janë sa 10-20% e shpejtësisë së rrotullimit të Tokës. Sipërfaqja e Venusit është në fakt izotermale që do të thotë se ajo ruan një temperaturë konstante jo vetëm në mes të ditës dhe të natës, por edhe në mes të ekuatorit dhe poleve. Animi i boshtit të planetit është më pak se 3°, krahasuar me 23° që është në Tokë, gjithashtu minimizon ndryshimin e temperaturës sezonale. I vetmi ndryshim i ndjeshëm në temperaturë ndodh në lartësi. Pika më e lartë në Venus, Mali Maksuell (Maxwell Montes), është pika më e ftohtë në planet, me një temperaturë prej rreth 380 °C dhe një presion atmosferik prej rreth 44 atmosferë. Në vitin 1995, sonda Magellan vuri re një substancë shumë reflektuese në majat e kreshtave të maleve më të larta me një ngjashmëri të fortë me dëborën tokësore. Kjo substancë mendohet se është formuar nga një proces i ngjashëm me dëborën, edhe pse në një temperaturë shumë të lartë. Shumë e paqëndrueshme për tu kondesuar në sipërfaqe, ajo ngrihet në formën e gazit duke u ftohur në lartësi më të mëdha, ku pastaj bie në formën e reshjeve. Identiteti i kësaj substance nuk dihet me siguri, por ka hamendësime që shkojnë nga telur i pastër deri në sulfur plumbi. Retë e Venusit janë të afta për të prodhuar rrufe ashtu si retë në Tokë. Ekzistenca e rrufeve kishte qenë e diskutueshme që nga vetëtimat e para të dyshuara të zbuluara nga vëzhgimet e sondës Sovjetike Venera. Në 2006-2007 Venus Express zbuloi qartësisht valë të gjeneruara nga rrufetë. Pamja e tyre e përhershme tregon një model të lidhur ngushtë me aktivitetin e motit. Shkalla e madhësisë së rrufesë është të paktën sa gjysma e atyre Tokësore. Në vitin 2007, sonda Venus Express zbuloi se një vorbull e madhe e dyfishtë atmosferike ekziston në polin jugor. Një tjetër zbulim është bërë nga sonda Venus Express në 2011 që një shtresë ozoni gjendet në atmosferën e lartë të planetit. Në 29 Janar 2013 shkencëtarët e UAE (Unioni Astronomik Europian) zbuluan se jonosfera e planetit Venus nxjerr jashtë gazrat në mënyrë të ngjashme si një bisht komete.

Atmospheric composition
Synthetic stick absorption spectrum of a simple gas mixture corresponding to Earth's atmosphere
Përbërja sintetike e një përzjerje gazi që i korespondon atmosferës së Tokës
Venusian atmosphere composition based on HITRAN data[1] created using Hitran on the Web system.[2]
Përbërja e atmosferës Venusiane sipas të dhënave nga HITRAN
Ngjyra e gjelbër - avuj uji, e kuqja – dioksid karboni

Fusha magnetike dhe bërthama[redakto | redakto tekstin burimor]

Në vitin 1967, Venera 4 zbuloi që fusha magnetike e Venusit ishte shumë më e dobët se ajo e Tokës. Kjo fushë magnetike është e gjeneruar nga një bashkëveprim ndërmjet jonosferës dhe erës diellore, dhe jo nga një efekt dinamo në bërthamë si ajo brenda Tokës. Magnetosfera e vogël e Venusit siguron një mbrojtje të papërfillshme të atmosferës nga rrezatimet kozmike. Ky rrezatim mund të shfaqet në shkarkimet e rrufeve midis reve. Mungesa e një fushe magnetike të brendshme në Venus është befasuese duke pasur parasysh se Venusi është i ngjashëm me Tokën në madhësi, dhe pritej gjithashtu të përmbante një dinamo në bërthamën e vet. Një dinamo kërkon tri gjëra: një përcjellës të lëngshëm, rrotullimi, dhe konveksioni (një lloj transporti i materies dhe energjisë që shkaktohet nga presioni dhe tërheqja gravitacionale). Bërthama është menduar të jetë elektrike dhe përçuese, edhe pse rrotullimi i bërthamës është menduar shpesh që të jetë shumë i ngadaltë, simulimet tregojnë se është e mjaftueshme për të prodhuar një efekt dinamo, por efekti dinamo mungon për shkak të mungesës së konveksionit në bërthamën Venusiane. Në Tokë, konveksioni ndodh në shtresën e jashtme të lëngshme të bërthamës sepse shtresa e brendshme e lëngshme është shumë e nxehtë. Në Venus, rishfaqja e një ngjarjeje globale mund të ketë mbyllur pllakat tektonike dhe çuan në një fluks të reduktuar të nxehtësisë nëpër kore. Kjo shkaktoi rritjen e temperaturës së mantelit, duke ulur fluksin e nxehtësisë nga bërthamë. Si rezultat, nuk ka gjeodinamo të brendshme për të drejtuar fushën magnetike. Në vend të kësaj, nxehtësia nga bërthama është përdorur për të rinxehur koren. Një mundësi tjetër është se Venusi nuk ka bërthamë të brendshme solide, bërthama e tij nuk është aktualisht në ftohje dhe ka të njëjtën temperaturë. Një tjetër mundësi është se bërthama e Venusit është plotësisht solide. Gjendja e bërthamës është shumë e varur nga të përqëndrimi i squfurit, i cili është i panjohur për momentin. Magnetosfera e dobët përreth Venusit do të thotë se era diellore ndërvepron drejtpërdrejt me atmosferën e tij të jashtme. Këtu, jonet e hidrogjenit dhe oksigjenit janë krijuar nga shkëputja e molekulave neutrale nga rrezatimi ultravjollcë. Era diellore që furnizon me energji i jep disa joneve shpejtësi të mjaftueshme për të shpëtuar nga fusha gravitacionale e Venusit. Ky proces erozioni rezulton në një humbje kostante të masës së hidrogjenit, heliumit, dhe joneve të oksigjenit, ndërsa molekulat në masë të lartë, të tilla si dioksidi i karbonit, kanë më shumë gjasa që të qëndrojnë. Erozioni atmosferik nga era diellore ndoshta ka çuar në humbjen më të madhe të ujit në Venus gjatë disa miliarda viteve të para pas formimit. Erozioni ka rritur raportin e masës së madhe të deuteriumit të hidrogjenit (hidrogjeni i rëndë) në atmosferën e sipërme me 150 herë në krahasim me raportin në atmosferën e ulët.

Venusi orbiton Diellin në një distancë 108 million kilometra (rreth 0.7 Njësi astronomike ) dhe kompleton një orbitë çdo 224.65 ditë. Venusi është planeti i dytë nga Dielli dhe e orbiton atë rreth 1.6 herë (me të verdhë) në 365 ditë të Tokës (me blu)

Orbita dhe rrotullimi[redakto | redakto tekstin burimor]

Venusi e orbiton Diellin në një distancë mesatare prej rreth 108 milion km, dhe përfundon një orbitë çdo 224,65 ditë tokësore. Edhe pse të gjitha orbitat planetare janë eliptike, orbita e Venusit është më afër rrethore, me një jashtqëndërsi prej më pak se 0,01. Kur Venusi qëndron mes Tokës dhe Diellit, kjo e bën qasjen më të afërt me Tokën se çdo planet tjetër në një distancë mesatare prej 41 milionë km. Planeti e arrin këtë distancë mesatarisht çdo 584 ditë. Për shkak të jashtqëndërsisë së orbitës së Tokës, distancat minimale sa vijnë dhe do të bëhen më të mëdha në dhjetëra mijëra vjetët e ardhshme . Nga viti 1-5383, ka 526 afrime me më pak se 40 milion km pastaj nuk do të ketë të tilla për rreth 60.158 vjet. Gjatë periudhave të jashtqëndërsive më të mëdha, Venusi mund të arrijë distancën e 38.200.000 km. Të gjitha planetet e Sistemit Diellor rrotullohen rreth Diellit në drejtimin antiorar (drejtim të kundërt me akrepat e orës) siç shihen nga lart polit të veriut të Tokës. Shumica e planeteve rrotullohen edhe në akset e tyre në një drejtim antiorar, por Venusi rrotullohet në drejtimin orar një herë në çdo 243 ditë tokësore periudha më e ngadaltë e rrotullimit nga të gjithë planeteve. Për shkak të këtij rrotullimi të ngadalshëm Venusi është shumë sferik. Një ditë yjore (siderale) Venusiane zgjat kështu më shumë se një vit Venusian (243 kundrejt 224,7 ditë tokësore). Ekuatori i Venusit rrotullohet me 6,5 km/h, ndërsa i Tokës me rreth 1670 km/h. Rrotullimi i Venusit është ngadalësuar me 6.5 minuta çdo ditë Venusiane që kur anija Magellan e vizitoi atë 16 vjet më parë. Për një vëzhgues në sipërfaqen e Venusit, Dielli lind në perëndim dhe të vendosur në lindje. Venusi mund të jetë formuar nga mjegullnaja diellore me një formë të rrotullimit ndryshe të vorbullës, duke arritur në gjendjen e tij aktuale për shkak të ndryshimeve kaotike të shkaktuara nga turbullimet planetare dhe efektet e valeve baticore në atmosferën e tij të dendur, një ndryshim që do të ketë ndodhur gjatë lëvizjes para miliarda vitesh. Periudha e rrotullimit të Venusit mund të përfaqësojë një gjëndje ekuilibri për shkak të baticës gravitacionale të Diellit, e cila ka tendencë për të ngadalësuar rrotullimin, dhe një batice atmosferike e krijuar nga ngrohja diellore e atmosferës së trashë Venusiane. Intervali mesatar 584 ditor midis afrimeve të njëpasnjëshme me Tokën është pothuajse saktësisht i barabartë me 5 ditë diellore Venusiane (një ditë diellore Venusiane është 116.75 ditë tokësore), por hipoteza e një bashkrendimi orbital me Tokën nuk merret parasysh. Venusi nuk ka satelitë natyrorë, edhe pse aktualisht asteroidi 2002 VE68 ka një marrëdhënie gati orbitale me të. Përveç këtij “sateliti” të ashtuquajtur, ai ka edhe dy orbita të tjera të përbashkëta por të përkohshme me asteroidët 2001 CK32 dhe 2012 XE133. Në shekullin e 17, Giovanni Cassini raportoi për një hënë që orbitonte Venusin, e cila u quajt Neith dhe nga vëzhgimet e shumta që janë raportuar në 200 vitet e ardhshme shumica e përcaktonin në afërsi të Venusit. Studimi i Alex Alemi dhe David Stevenson në vitin 2006 i modeleve të hershme të Sistemit diellor në Institutin e Teknologjisë në Kaliforni tregon se Venusi ka gjasa të ketë pasur të paktën një hënë të krijuar nga ndikimi i një ngjarje të madhe kozmike miliarda vjet më parë. Por, rreth 10 milionë vjet më vonë nga kjo ngjarje, sipas këtij studimi, një tjetër goditje devijoi orbitën e satelitit dhe i shkaktoi hënës Venusiane një lëvizje spirale derisa ajo u përplas dhe u bashkua me Venusin. në qoftë se goditjet e mëvonshme kanë krijuar hëna, ato do të jenë zhdukur në të njëjtën mënyrë. Një shpjegim alternativ për mungesën e satelitëve është efekti i fuqishëm i baticave të forta diellore, të cilat mund të kenë destabilizuar orbitat e mëdha të satelitëve të planeteve të brendshme tokësore.

Vëzhgimet[redakto | redakto tekstin burimor]

Venusi është gjithmonë më i ndritshëm nga çdo yll, ja siç shihet ai në Oqeanin Paqësor
Fazat e Venusit

Venusi është gjithmonë më i ndritshëm se çdo yll (përveç Diellit). Shkëlqimi më i madh ndodh gjatë fazës së re, kur ai është afër Tokës me një madhësi të dukshme -4.9. Venusi zbehet në një magnitudë -3 kur ai është mbas Diellit. Planeti është mjaftueshëm i ndritshëm për t'u parë qartë në qiell në mesditë dhe mund të jetë i lehtë për të parë kur dielli është i ulët në horizont. Si një planet i brëndshëm, ai nuk largohet më shumë se 47° nga Dielli. Venusi "takon" Tokën çdo 584 ditë orbitimi rreth Diellit. Pasi e bën këtë, ai ndryshon nga "Yll i mbrëmjes", i dukshëm pas perëndimit të diellit, në "Yll i mëngjesit", i dukshëm para lindjes së diellit. Edhe pse Mërkurri, planeti tjetër i brëndshëm, arrin një zgjatim maksimal prej vetëm 28° dhe shpesh është i vështirë ta dallosh në muzg, Venusi është i vështirë të humbasë kur ai është në në fazën e zgjatimit më të madh. Zgjatim i tij më i madh maksimal do të thotë se është i dukshëm në qiellin e errët shumë gjatë pas perëndimit të diellit. Si objekti më i ndriçuar në qiell, Venusi zakonisht është raportuar gabim si një "objekt i paidentifikuar fluturues UFO". Presidenti amerikan Jimmy Carter raportoi se kishte parë një disk fluturues në vitin 1969, e cila pas analizave të mëvonshme u mendua se ishte Venusi. Njerëz të tjerë të panumërt e kanë ngatërruar Venusin me diçka më shumë ekzotike. Nga mënyra sesi ai lëviz rreth orbitës së tij, Venusi shfaq faza si ato të Hënës në një pamje me teleskop. Planeti paraqet një imazh të vogël por "të plotë", kur ai është në anën e kundërt të Diellit. Ai tregon një "fazë çerek" kur ai është në zgjatimin e tij maksimal nga Dielli, në këtë fazë është në shkëlqimin më të madh në qiellin e natës. Kur paraqitet një "hënë e hollë" shfaqet më i madh në pamjet me teleskop duke kaluar në distancën më të afërt në mes Tokës dhe Diellit. Venusi është në madhësinë e tij më të madhe të dukshme kur shfaqet në "fazë të re", kur ai gjendet në mes Tokës dhe Diellit. Atmosfera e tij mund të shihet në teleskop si një aureolë e ndritshme rreth tij.

Tranziti[redakto | redakto tekstin burimor]

Viti 2004 tranziti i Venusit

Orbita Venusiane është pak e pjerrët në krahasim me orbitën e Tokës. Kështu, kur planeti kalon në mes Tokës dhe Diellit, ai zakonisht nuk kalon në mes të Diellit. Tranzitet e Venusit ndodhin kur plani i orbitës së planetit takohet me planin e orbitës së Tokës. Tranzitet e Venusit ndodhin në cikle prej 243 vite me një model unik tranzitimi që përbëhet nga një çift tranzitimi të ndarë nga tetë vite, në intervale prej rreth 105.5 vite ose 121.5 vite një model që e zbuloi i pari në vitin 1639 astronomi Anglez Jeremia Horrocks. Çifti i fundit ishte 8 qershor 2004 dhe 5-6 qershor 2012. Tranziti u pa direkt nga shumë shikues online dhe vëzhgues amatorë të paisur me mjetet e duhura. Çifti i mëparshëm i tranzitimit ka ndodhur në dhjetor 1874 dhe dhjetor 1882,ndërsa ngjarja tjetër do të ndodhë në dhjetor 2117 dhe dhjetor 2125. Historikisht, tranzitet e Venusit kanë qënë të rëndësishme, sepse ato u lejonin astronomëve të përcaktonin madhësinë e njësisë astronomike, dhe të masnin madhësinë e Sistemit Diellor siç u tregua nga Horrocks në vitin 1639. Eksplorimet e kapitenit Cook në bregdetin lindor të Australisë ndodhën pasi ai kishte lundruar për në Tahiti në 1768 për të vëzhguar një tranzit të Venusit.

Dritat Ashen[redakto | redakto tekstin burimor]

Një mister që qëndron gjatë pa u zgjidhur në Venus është ai i vëzhgimeve të të ashtuquajturave dritat Ashen, një dritë e dukshme e dobët e anën e errët të planetit, shihet kur planeti është në fazën e hënës së re. Vëzhgimi i parë i rregjistruar i dritave Ashen është bërë në vitin 1643, por ekzistenca e dritës asnjëherë nuk është konfirmuar në mënyrë të besueshme. Vëzhguesit kanë spekuluar se mund të rezultojë nga aktiviteti elektrik në atmosferën Venusiane, por mund të jetë edhe iluzion, si rezultat i efektit fiziologjik të dukshëm të dritës, kur Venusi është në fazë kreshente (faza nga hënë e re e në vazhdim).

Studime[redakto | redakto tekstin burimor]

Studimet e vjetra[redakto | redakto tekstin burimor]

"Fenomeni i pikës së zezë" siç është regjistruar gjatë tranzitit të 1769

Venusi është njohur në qytetërimet e lashta me dy emra si "ylli i mëngjesit" dhe si "ylli i mbrëmjes", emrat pasqyrojnë njohuritë e hershme sikur këto ishin dy objekte të ndryshme. Tabelat e Venusit të astronomit Babilonas Ammisaduqa, datojnë vitin 1581 p.e.s., ai tregoi se të dy ishin një objekt i vetëm, të quajtur në tabelë si "mbretëresha e ndritshme e qiellit", duke e mbështetur këtë pikëpamje me vëzhgime të detajuara. Grekët i mendonin si dy yje të veçanta, Phosphorus dhe Hesperus, deri në kohën e Pitagorës në shek e gjashtë. Romakët emëruan aspektin mëngjesor të Venusit si Lucifer, fjalë për fjalë "dritë-sjellës", dhe si yll i mbrëmjes Vesper, të dy përkthime fjalë për fjalë të emrave respektivë grekë.

Tranziti i Venusit u vëzhgua për herë të parë në 1032 nga astronomi Persian Avicenna, i cili arriti në përfundimin se Venusi është më afër Tokës sesa Dielli dhe duke vendosur Venusin, të paktën ndonjëherë, më poshtë Diellit. Në shekullin e 12, astronomi andaluzian Ibn Bajjah vëzhgoi "dy planete si pika të zeza në fytyrën e Diellit", që më vonë u identifikuan si transit i Venusit dhe Mërkurrit nga astronomi Qotb al-Din Shirazi i observatorit Margha në shekullin e 13-të. Tranziti i Venusit u vëzhgua dhe nga Jeremiah Horrocks më 4 dhjetor 1639, së bashku me mikun e tij, William Crabtree, në secilën prej shtëpive të tyre respektive. Kur fizikani italian Galileo Galilei vëzhgoi për herë të parë planetin në fillim të shekullit të 17-të, ai e gjeti atë duke treguar faza si hëna, që ndryshojnë nga gjysëmhënë në fazën kreshente, në gibus (faza kur pjesa e ndriçuar sa vjen e zvogëlohet) dhe anasjelltas. Kur Venusi është më larg nga Dielli në qiell, ai tregon një fazë gjysmëhije dhe kur është më afër Diellit në qiell, ai na shfaqet si një hënë e plotë apo si një hënë e re. Kjo mund të ishte e mundshme vetëm nëse Venusi rrotullohej rreth Diellit dhe kjo ishte ndër vëzhgimet e para që binte qartësisht në kontrakditë me modelin gjeocentrik të Ptolemeut që sistemi diellor ishte koncentrik dhe qëndra e tij ishte Toka. Atmosfera e Venusit u zbulua në 1761 nga dijetar rus Mikhail Lomonosov. Atmosfera e Venusit u vëzhgua në 1790 nga astronomi gjerman Johann Schröter. Schröter zbuloi kur planeti ishte në fazën kreshente kur ishte një hënë e hollë, skajet, që zgjeroheshin me më shumë se 180°. Ai e morri me mend se kjo ndodhte për shkak të shpërndarjes së dritës së diellit në një atmosferë të dendur. Më vonë, astronomi amerikan Chester Smith Lyman vërejti një unazë të plotë për rreth anës së errët të planetit kur ai ishte në të njëjtën drejtim të Diellit me Tokën, duke siguruar dëshmi të tjera për një atmosferë. Atmosfera bën një tentativë të komplikuar për të përfunduar një periudhë rrotullimi në planet dhe vëzhguesit si, astronomi italian Giovanni Cassini dhe Schröter llogaritën gabimisht periudhën prej rreth 24 orësh lëvizjen e dukshme të shënjave në sipërfaqen e planetit.

Galileo zbuloi fazat e Venusit dhe provoi se ai orbitonte rreth Diellit dhe jo rreth Tokës

Vëzhgimet tokësore[redakto | redakto tekstin burimor]

Pamje e Venusit me teleskop marrë nga sipërfaqja e Tokës së fundmi

Shumë pak gjëra janë zbulua rreth Venusit deri në shekullin e 20-të. Pothuajse një disk pa karakteristika nuk jep ndonjë shenjë se çfarë mund të kenë në sipërfaqen e tij dhe kjo ishte vetëm derisa u shfaqën vëzhgimet spektroskopike, me radar dhe ultravjollcë kjo çoi që shumë nga sekretet e tij të zbulohen. Vëzhgimet e para me ultraviolet u kryen në vitet 1920, kur Frank E. Ross përdori këto fotografi dhe zbuloi hollësi të konsiderueshme të papara ndonjëherë edhe me anë të rrezatimit me rreze infra të kuqe. Ai sugjeroi kjo ishte për shkak të dëndësisë së atmosferës, në të verdhë të dendur në atmosferën e ulët dhe me retë Cirrus (re shtresore të ngatërruara)në pjesën e sipërme. Vëzhgime spektroskopike në vitet 1900 ofruan të dhënat e para mbi rrotullimin e Venusit. Vesto Slipher u përpoq për të matur efektin Doppler e dritës nga Venusi, por ai nuk mundi të zbulojë ndonjë rrotullim. Ai hipotizoi se planeti duhet të kishte një periudhë shumë më të gjatë rrotullimi sesa ishte menduar më parë. Më vonë në vitet 1950 ai tregoi se rrotullimi rreth boshtit ishte në drejtim të kundërt me planetet e tjerë. Vëzhgimet me radar të Venusit u kryen për herë të parë në vitet 1960 dhe u bënë matjet e para të periudhës së rrotullimit, që janë afër vlerës së tanishme. Vëzhgime me radar në vitet 1970 zbuluan detajet e sipërfaqes Venusiane për herë të parë. Pulsimet e valëve të radios u rrezatuan në planet duke përdorur radio teleskopin 300 m të Observatorit Arecibo dhe jehona zbuloi dy rajone shumë reflektive, të caktuara si rajonet Alfa dhe Beta. Gjithashtu vëzhgimet zbuluan një rajon të ndritshme malor, që janë quajtur malet Maxwell. Këto tre karakteristika janë tani të vetmit në Venus që nuk kanë emra të gjinisë femërore.

Eksplorimi[redakto | redakto tekstin burimor]

Përpjekjet e hershme[redakto | redakto tekstin burimor]

Mariner 2, lëshuar në 1962

Misioni i parë robotik hapësinor për të Venus dhe i pari për çdo planet, filloi më 12 shkurt 1961 me lëshimin e Venera 1. Fluturimi i parë dështoi, (pa marrë parasysh programin e suksesshëm Sovjetik Venera) ishte Venera 1 që u lëshua në një trajektore të drejtpërdrejtë por, kontaktet me të humbën pas shtatë ditëve mision, kur anija ishte rreth 2 milionë km nga Toka. Ishte llogaritur që të kalonte rreth 100.000 km afër Venusit në mes të majit 1961. Gjithashtu Shtetet e Bashkuara eksplorimin e Venusit e filluan keq me humbjen e anijes Mariner 1 gjatë lëshimit. Misioni pasues Mariner 2, pas një periudhe 109 ditore ndryshimi orbital më 14 dhjetor 1962, u bë misioni i parë në botë ndërplanetar i suksesshëm, duke kaluar 34,833 km mbi sipërfaqen e Venusit. Aparaturat me mikrovalë dhe radiometrat me infra të kuqe zbuluan se edhe pse retë në Venus ishin të ftohta, sipërfaqja ishte shumë e nxehtë, të paktën 425 °C. Duke konfirmuar matjet e mëparshme me bazë tokësore duke i dhënë fund çdo shpresë që planeti mund të kishte jetë në sipërfaqe. Mariner 2 gjithashtu morri të dhëna të shumta për masën të tij dhe njësinë astronomike, por nuk ishte në gjendje për të zbuluar fushën magnetike apo brezat e rrezatimit radioaktiv.

Hyrja në atmosferë[redakto | redakto tekstin burimor]

Moduli me shumë sonda Pioneer Venus

Sonda Sovjetike Venera 3 preku sipërfaqen e Venusit më 1 mars 1966. Ajo ishte i pari objekt i bërë nga njeriu që hyri në atmosferë dhe preku sipërfaqen e një planet tjetër. Sistemi i saj komunikimit ishte dëmtuar para se të ishte në gjendje të dërgonte të dhënat e regjistruara. Më 18 tetor 1967 Venera 4 hyri me sukses në atmosferë dhe zhvilloi eksperimente shkencore. Venera 4 e tregoi temperaturën në sipërfaqe edhe më të nxehtë se Mariner 2, në pothuajse 500 °C, atmosfera ishte 90-95% dioksid karboni. Atmosfera Venusiane ishte dukshëm më e dendur seç kishin parashikuar dizenjuesit e Venera 4, por zbritja e ngadaltë me parashutë solli shkarkimin e baterive përpara se sonda të arrinte në sipërfaqe. Gjatë zbritjes ajo dërgoi të dhëna për 93 minuta, presioni i fundit që lexoi Venera 4 ishte 18 bar në një lartësi prej 24,96 km. Një ditë më vonë më 19 tetor 1967 Mariner 5 kreu një fluturim në një distancë prej më pak se 4000 km lart majave të reve. Mariner 5 u ndërtua fillimisht si rezervë për Mariner 4 drejtuar në Mars, meqë ky mision ishte i suksesshëm, sonda u përshtat për një mision në Venus. Një komplet i instrumenteve shumë më të ndjeshëm se ata të Mariner 2, dërguan të dhëna për përbërjen, presionin dhe dëndësinë e atmosferës Venusiane. Të dhënat e përbashkëta të Venera 4 dhe Mariner 5 u analizuan nga një ekip shkencor i përbashkët Sovjetiko-amerikan në një simpozium gjatë vitit në vijim, duke dhënë shembullin e parë të bashkëpunimit hapësinor. Armatosur me dijet dhe të dhënat e nxjerra nga Venera 4, Bashkimi Sovjetik nisi sondat binjake Venera 5 dhe Venera 6 në distancë pesë ditë nga njëra-tjetra në janar 1969, ato mbërritën në Venus një ditë larg midis tyre më 16 dhe 17 maj 1969. Sondat ishin përforcuar për të arritur një presion shtypjeje 25 bar dhe ishin të pajisura me parashuta më të vogla për të bërë një zbritje më të shpejtë. Modelet e atëhershme atmosferike të Venusit tregonin një presion shtypjeje në sipërfaqe prej 75 deri 100 bar dhe nuk pritej që të mbijetonin në sipërfaqe. Pas dërgimit të të dhënave atmosferike për më pak se 50 minuta, ato u shkatërruan të dyja në një lartësi rreth 20 km para se të preknin sipërfaqen në anën e errët të Venusit.

Sipërfaqja dhe shkenca atmosferike[redakto | redakto tekstin burimor]

Orbituesi Pioneer Venus

Venera 7 paraqiste një sfidë për marrjen e të dhënave nga sipërfaqja e planetit dhe u ndërtua në një modul zbritës të përforcuar në gjendje të përballonte një presion prej 180 bar. Moduli u ftoh para hyrjes dhe u pajis me një parashutë treshe posaçërisht për një zbritje të shpejtë 35 minutëshe. Ndërsa hynte në atmosferë më 15 dhjetor 1970, parashuta besohet se u gris pjesërisht dhe sonda u godit në sipërfaqe fuqishëm, por jo në mënyrë fatale. Ka mundësi të ketë rënë mbi antenë, ajo dërgoi një sinjal të dobët dhe siguroi të dhëna për temperaturën për 23 minuta, kjo ishte telemetria e parë e marrë nga sipërfaqja e një planeti tjetër. Programi Venera vazhdoi me Venera 8 me dërgimin e të dhënave nga sipërfaqja për 50 minuta, pas hyrjes në atmosferë më 22 korrik 1972. Venera 9 hyri në atmosferën e Venusit më 22 tetor 1975 kurse Venera 10, hyri në atmosferë tri ditë më vonë, ato dërguan imazhet e para të peisazhit Venusian. Të dy vendet e uljes paraqitën terrene shumë të ndryshme megjithëse ishin afër njëra-tjetrës. Venera 9 zbarkoi në një shpat 20 gradë të përbërë me gur të shpërndarë rreth 30–40 cm të mëdhenj. Venera 10 tregoi pllaka shkëmbore me përbërje bazalti të ndërthurura me materiale të imta nga gërryerja. Ndërkohë, Shtetet e Bashkuara kishin dërguar sondën Mariner 10 në një trajektore gravitacionale duke kaluar Venusin gjatë rrugës së saj për në Mërkurr. Më 5 shkurt 1974, Mariner 10 kaloi 5790 km afër Venusit, duke dërguar mbi 4000 fotografi. Imazhet, më të mirat që arritën, treguan një planet që pothuajse s’lejon dritën e dukshme të diellit të depërtojë , por me anë të dritës ultravjollcë zbuluan detaje të reve që nuk ishin parë kurrë nga vëzhgimet tokësore. Projekti amerikan Pioneer Venus përbëhej nga dy misione të veçanta. Pioneer Venus Orbiter u vendos në një orbitë eliptike rreth Venusit më 4 dhjetor 1978 dhe mbeti aty për më shumë se 13 vjet, duke studiuar atmosferën dhe hartën e sipërfaqes me radar. Pioneer Venus Multiprobe lëshoi në total katër sonda, që hynë në atmosferë më 9 dhjetor 1978 duke dërguar të dhëna mbi përbërjen e tij, erërat dhe flukset e nxehtësisë.

Katër misione të tjera Venera Lander u dërguan gjatë katër viteve të ardhshme, Venera 11 dhe Venera 12 zbuluan stuhitë elektrike Venusiane, Venera 13 dhe Venera 14 u ulën më 1 dhe 5 mars 1982, duke dërguar fotografitë e para me ngjyra të sipërfaqes . Të katër misionet vendosen parashuta për frenim në atmosferën e sipërme, pastaj i liruan ato në një lartësi prej 50 km, atmosfera e poshtme e dendur dha fërkime të mjaftueshme për të lejuar një ulje të butë pa ndihmë. Të dy sondat Venera 13 dhe 14 analizuan mostra të tokës me spektromatës fluoreshent me rreze X dhe u përpoqën për të matur ngjeshmërisë së tokës me anë të një goditjeje. Venera 14 goditi veten duke nxjerrë kapakun e lentes së kameras dhe nuk arriti të godiste tokën. Programi Venera u mbyll në tetor 1983 kur Venera 15 dhe Venera 16 u vendosën në orbitë për të kryer hartën të terrenit Venusian me një radar me hapje sintetike. Në vitin 1985 Bashkimi Sovjetik përfitoi nga mundësia dhe kombinoi misionet Venus me ato të Kometës Hallej, e cila kaloi atë vit përmes Sistemit Diellor të brëndshëm. Gjatë rrugës për tek kometa Halley, më 11 dhe 15 qershor 1985 dy anijet e programit Vega lëshuan secila nga një sondë të tipit Venera (nga të cilat Vega 1 dështoi pjesërisht) dhe lëshuan një aerobot të mbështetur në një balonë në atmosferën e sipërme. Balona arriti ekuilibrin në një lartësi prej rreth 53 km, ku presioni dhe temperatura janë të krahasueshme me ato në sipërfaqen e Tokës. Ato mbetën operacional për rreth 46 orë dhe zbuluan se atmosfera e Venusit ishte më e trazuar nga sa besohej më parë dhe i nënshtrohen erërave të forta edhe brenda reve të mëdha.

Harta me radar[redakto | redakto tekstin burimor]

Harta topografike e Venusit dërguar nga Magellan (ngjyrat janë false)

Radarët me bazë në Tokë ideuan fillimisht sipërfaqen e Venusit. Pioneer Venus dhe misionet Venera e përmirësuan ndjeshëm rezolucionin. Sonda Magellan e Shteteve të Bashkuara u lëshua më 4 maj 1989 me një mision për të hartuar sipërfaqen e Venusit me radar. Imazhet me rezolucion të lartë të marra gjatë 4 viteve e gjysëm të punës së saj kanë tejkaluar të gjitha hartat e mëparshme dhe ishin të krahasueshme me fotografitë me dritë të dukshme të planeteve të tjera. Magellan skicoi mbi 98% të sipërfaqes Venusiane nga radari dhe 95% të fushës së tij të gravitetit. Në vitin 1994, në fund të misionit të tij, Magellan u dërgua të shkatërrohej në atmosferën e Venusit për të përcaktuar dendësinë e tij. Venusi u vëzhgua nga anijet Galileo dhe Cassini gjatë misioneve te tyre në planetet e jashtme , por Magellan ishte misioni i fundit i dedikuar Venusit për mbi një dekadë.

Misionet aktuale dhe të ardhshme[redakto | redakto tekstin burimor]

Misioni i NASA-s MESSENGER dedikuar Mërkurrit bëri dy ndalesa në Venus në tetor 2006 dhe qershor 2007, për të ngadalësuar trajektorren e tij për një futje të mundshme orbitale në Mërkurr në mars 2011. Ai mblodhi të dhëna shkencore në Venus në të dy fluturrimet. Sonda Venus Express u projektua dhe u ndërtua nga Agjencia Evropiane e Hapësirës. U nis më 9 nëntor të vitit 2005 nga një raketë ruse Sojuz e projektit komercial Starsem, ajo u vendos me sukses në një orbitë polare rreth Venusit më 11 prill 2006. Sonda bëri një studim të detajuar të atmosferës Venusiane dhe reve, duke përfshirë hartën, sipërfaqen dhe karakteristikat e planetit, veçanërisht temperaturat. Një nga rezultatet e para nga Venus Express është zbulimi i ekzistencës së një vorbulle të madhe të dyfishtë atmosferike në polin jugor.

Përfytyrim artistik i Stirling cooler Land Rover i përshtatshëm për Venusin

Agjencia Japoneze e Eksplorimit Hapësinor (Japan Aerospace Exploration Agency) ideoi një orbitues për Venusin, Akatsuki (më parë quhej "Planet-C"), i cili u nis më 20 maj 2010, por nuk arriti të hyjë në orbitë në dhjetor 2010. Por ata shpresojnë akoma se sonda do të bëjë një përpjekje tjetër në 2016. Sonda është planifikuar për të marrë imazhe të sipërfaqes me një kamera infra të kuqe dhe është projektuar për eksperimente, për të konfirmuar praninë e vetëtimave, si dhe për përcaktimin e ekzistencës së vullkanizimit aktual të sipërfaqes. Agjencia Evropiane Hapësinore (ESA) shpreson të nisë një mision në Mërkurr në vitin 2014, të quajtur BepiColombo, e cila do të kryejë dy ndalesa në Venus para se të arrijë orbitën e Mërkurrit në vitin 2020. Sipas New Frontiers Program, NASA ka për të propozuar një mision zbritës në sipërfaqe të quajtur Venus In-situ Explorer për të studiuar kushtet e sipërfaqes dhe hetuar mbi elementet dhe mineralet e shtresës sipërfaqësore. Sonda do të jetë e pajisur me një aparatutë të brëndëshme për të shpuar në sipërfaqe dhe studiuar mostrat shkëmbore të pacenuara nga gërryerjet dhe kushtet e vështira sipërfaqësore. Venera-D (rusisht: Венера-Д) është propozuar nga Rusia për në Venus rreth vitit 2016, për të bërë vëzhgime rreth planetit dhe vendosjen e një mjeti lëvizës në sipërfaqe, bazuar në dizajnin Venera, e aftë për të mbijetuar për një kohë të gjatë në sipërfaqe. Në fund të vitit 2013 Rocket Experiment Venus Spectral nisi një teleskop hapësinor nënorbital.

Misionet drejt Venusit (deri në 2011)
Vendi Misioni Lëshimi Rezultati Shënime
USSR Flag of the Soviet Union.svg Sputnik 7 4 Shkurt 1961 Shpërtheu (tentativë)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 1 12 Shkurt 1961 Fluturoi (humbi kontaktin)
USA Flag of the United States.svg Mariner 1 22 Korrik 1962 Fluturoi (dështoi në lëshim)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Sputnik 19 25 gusht 1962 Fluturoi (tentativë)
USA Flag of the United States.svg Mariner 2 27 gusht 1962 Fluturoi Fluturimi i parë i suksesshëm planetar
USSR Flag of the Soviet Union.svg Sputnik 20 1 shtator 1962 Fluturoi (tentativë)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Sputnik 21 12 shtator 1962 Fluturoi (tentativë)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Cosmos 21 11 nëntor 1963 Tentoi një fluturim testimi
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 1964A 19 shkurt 1964 Fluturoi (dështoi në lëshim)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 1964B 1 mars 1964 Fluturoi (dështoi në lëshim)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Cosmos 27 27 mars 1964 Fluturoi (tentativë)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Zond 1 2 prill 1964 Fluturoi (humbi kontaktin)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 2 12 nëntor 1965 Fluturoi (humbi kontaktin)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 3 16 nëntor 1965 Zbriti në sipërfaqe (humbi kontaktin)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Cosmos 96 23 nëntor 1965 Zbriti në sipërfaqe (tentativë?)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 1965A 23 nëntor 1965 Fluturoi (dështoi në lëshim)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 4 12 qershor 1967 Lëshoi sondë
USA Flag of the United States.svg Mariner 5 14 qershor 1967 Fluturoi
USSR Flag of the Soviet Union.svg Cosmos 167 17 qershor 1967 Lëshoi sondë (tentativë)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 5 5 janar 1969 Lëshoi sondë
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 6 10 janar 1969 Lëshoi sondë
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 7 17 gusht 1970 Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Cosmos 359 17 gusht 1970 Lëshoi sondë (tentativë)
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 8 27 mars 1972 Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Cosmos 482 31 mars 1972 Lëshoi sondë (tentativë)
USA Flag of the United States.svg Mariner 10 4 nëntor 1973 Fluturoi Fluturoi drejt Mërkurrit
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 9 8 qershor 1975 Orbitoi dhe Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 10 14 qershor 1975 Orbitoi dhe Zbriti në sipërfaqe
USA Flag of the United States.svg Pioneer Venus 1 20 maj 1978 Orbitoi
USA Flag of the United States.svg Pioneer Venus 2 8 gusht 1978 Lëshoi sondë
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 11 9 shtator 1978 Fluturoi dhe Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 12 14 shtator 1978 Fluturoi dhe Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 13 30 tetor 1981 Fluturoi dhe Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 14 4 nëntor 1981 Fluturoi dhe Zbriti në sipërfaqe
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 15 2 qershor 1983 Orbitoi
USSR Flag of the Soviet Union.svg Venera 16 7 qershor 1983 Orbitoi
USSR Flag of the Soviet Union.svg Vega 1 15 dhjetor 1984 Zbriti në sipërfaqe dhe lëshoi një balonë Fluturoi drejt Kometës Hallei
USSR Flag of the Soviet Union.svg Vega 2 21 dhjetor 1984 Zbriti në sipërfaqe dhe lëshoi një balonë Fluturoi drejt Kometës Hallei
USA Flag of the United States.svg Magellan 4 maj 1989 Orbitoi
USA Flag of the United States.svg Galileo 18 tetor 1989 Fluturoi Orbiton Jupiterin
USA Flag of the United States.svg Cassini 15 tetor 1997 Fluturoi Orbiton Saturnin
USA Flag of the United States.svg MESSENGER 3 gusht 2004 Fluturoi 2 herë Orbitoi Mërkurrin
ESA Flag of Europe.svg Venus Express 9 nëntor 2005 Orbitoi
JAPONI Akatsuki 7 dhjetor 2010 Orbitoi (tentativë) Një tentativë të mundshme në 2016 ose 2018
ESA Flag of Europe.svg
JAPONI
BepiColombo Dy fluturime të planifikuara Planifikuar të orbitojë Mërkurrin

Kolonizimi[redakto | redakto tekstin burimor]

Për shkak të kushteve tejet armiqësore, një koloni në sipërfaqen e Venusit nuk është e mundur me teknologjinë aktuale. Presioni atmosferik dhe temperatura përafërsisht pesëdhjetë kilometra mbi sipërfaqe janë të ngjashme me ato të sipërfaqes dhe ajrit të Tokës (azot dhe oksigjen). Kjo çoi në propozime për "qytete lundrues" në atmosferën Venusiane. Aerostatet (më të lehta se balonat me ajër) mund të përdoren për eksplorimin fillestar dhe më vonë për vendbanime të përhershme. Pavarësisht sfidave të shumta inxhinierike sasia e acidit sulfurik është shumë e rrezikshme në këto lartësi.

  1. ^ The HITRAN Database. Atomic and Molecular Physics Division, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Vizituar në 8 gusht 2012. „HITRAN is a compilation of spectroscopic parameters that a variety of computer codes use to predict and simulate the transmission and emission of light in the atmosphere.“
  2. ^ Hitran on the Web Information System. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CFA), Cambridge, MA, USA; V.E. Zuev Institute of Atmosperic Optics (IAO), Tomsk, Russia. Vizituar në 11 gusht 2012.