Vejatz lo contengut

Vènus (planeta)

Modificar los ligams
Tièra de 1000 articles que totas las Wikipèdias deurián aver.
Aqueste article es redigit en provençau.
Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
talha= Pels articles omonims, vejatz Vènus.

Wikipèdia:Bons articles Legissètz un «bon article».
Vènus Vènus : simbòl astronomic
Vènus vist de Mariner 10, 1974.
Vènus vist de Mariner 10, 1974.
Caracteristicas orbitalas (Epòca J2000.0)
Afèli 108 939 009 km
(0,728213 UA)
Perièli 107 477 000 km
(0,718440 UA)
Semiaxe major 108 208 930 km
(0,728 UA)
Excentricitat 0,0068
Periòde de revolucion 224,701 j
(0.615198 yr)
Periòde sinodic 583,92 j
Velocitat orbitala mejana 35,02 km/s
Nos ascendent 76,678°
Argument del perièli 55,186°
Satellits 0
Caracteristicas fisicas
Rai eqüatorial 6 051,8 ± 1,0 km
(0,9499 Tèrra)
Superfícia 4,60 × 108 km²
(0,902 Tèrra)
Volum 9,28 × 1011 km³
(0,866 Tèrra)
Massa 4,8676 × 1024 kg
(0,815 Tèrra)
Massa volumica mejana 5 204 kg/m³
Gravitat a la superfícia 8,87 m/s²
(0,904 g)
Velocitat de liberacion 10,36 km/s
Periòde de rotacion
(jorn sideral) 		−243,018 j
(retrograd)
Velocitat de rotacion
(a l’eqüator) 		6,52 km/h
Inclinason de l’axe 177,36°
Albedo mejan 0,90 (Bond)
0,67 (geometric)
Temperatura de superfícia Mej. : 737 K (464 °C)
Caracteristicas de l'atmosfèra
Pression atmosferica 92 bars
Dioxid de carbòni : CO2 96,5 %
Diazòt : N2 3,5 %
Dioxid de sofre : SO2 0,015 %
Argon : Ar 0,007 %
Aiga : H2O 0,002 %
Monoxid de carbòni : CO 0,0017 %
Èli : He 0,0012 %
Neon : Ne 0,0007 %

Vènus (que son imatge, dins lo cèu, s'apèla popularament lo Lugar(n) o Magalona[1]) es la segonda planeta dau Sistèma Solar per òrdre de distància au Soleu après Mercuri e avans la Tèrra. Es una planeta terrèstra coma Mercuri, la Tèrra o Mart. Tèn donc lei seisenei talha e massa dau Sistèma Solar. Pasmens, amb sa talha similara a la Tèrra, es la segonda planeta entre lei còrs dau tipe terrèstre. Tèn una atmosfèra fòrça espessa principalament facha de dioxid de carbòni, un volcanisme important e donc tèn egalament lei temperaturas lei pus autas mesuradas dins lo Sistèma Solar vèrs 500 °C. En revenge, Vènus a pas de camp magnetic, de satellits o de sistèma d'anèus.

Coma es la planeta mens alunhada de la Tèrra, unei sondas espacialas visitèron Vènus. Foguèt la destinacion de la premiera mission interplanetària en 1962 e dau premier aterratge en 1966. Ansin, sa cartografia es ben coneguda e divèrsei missions poguèron estudiar son atmosfèra o aterrar a sa superfícia.

Son nom vèn de Vènus, la divessa romana de l'amor. Es l'objècte naturau pus lusent dins lo cèu, de nuech, après la Luna.

Caracteristicas fisicas

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus fa partida dei quatre planetas rocassosas dau Sistèma Solar amb Mercuri, la Tèrra e Mart coma o indica sa densitat importanta egala a 5,204. Sa massa representa 81% de la massa terrèstra per un diamètre inferior de mens de 650 km a respèct d'aqueu de la Tèrra. Dins aquò, maugrat aquelei similituds, lei condicions a la superfícia de Vènus son fòrça diferentas de la Tèrra, en particular en causa de la preséncia d'una atmosfèra rica en dioxid de carbòni e de l'abséncia de deriva dei continents.

Estructura intèrna

[modificar | Modificar lo còdi]
Esquèma simplicat de l'estructura intèrna de Vènus.

Lo manca de donadas sismicas o de conoissenças sus lo moment d'inercia de la planeta fa que leis informacions dirèctas sus son estructura intèrna son raras[2]. Dins aquò, la similitud entre la Tèrra e Vènus laissa supausar una estructura amb un nuclèu, un mantèu e una crosta. Coma per la Tèrra, lo nuclèu de Vènus podriá èsser parcialament liquid car lei taus de refrejament per lei doas planetas semblan similars[3]. En fach, la diferéncia principala es l'abséncia de tectonica dei placas. Aquela abséncia podriá causar un refrejament pus lent de l'interior de la planeta. Podriá tanben èsser una explicacion possibla per la feblesa de son camp magnetic en causa de l'abséncia de camp generat de maniera intèrna coma es lo cas per la Tèrra[4].

Geologia de la superfícia

[modificar | Modificar lo còdi]

La superfícia de Vènus es fòrtament modelada per son important volcanisme e 90% es recobèrta per de basaltes. Una ipotèsi es que l'activitat tectonica de la planeta es ciclica[5]. D'efèct, sensa movements tectonics continús per dissipar la calor, la temperatura dau mantèu aumentariá fins a una valor critica. Lo magma podriá adonc pertusar a la superfícia entraïnant d'erupcions massissas durant quauquei milions d'annadas. Pendent aqueu periòde, la temperatura dau mantèu demeniriá per tornar a l'estat iniciau. Aquelei periòdes normaus veirián adonc un declin de l'activitat volcanica. Ansin, lo temps de la crosta actuala s'estima entre 300 e 500 milions d'annadas[6] [5].

Dins aquò, d'indicis reculhits per lei sondas Venera e Venus Express, coma la preséncia d'ulhauç e de variacions importantas dau taus de dioxid de sofre dins l'atmosfèra[7], mostrarián que lei volcans de Vènus son totjorn en activitat. Lo nombre de cratèrs d'impacte es donc feble e lo relèu principalament d'origina volcanica amb de plans liscs nombrós, de volcans e d'elements d'activitat tectonica limitada.

Plans

[modificar | Modificar lo còdi]

La superfícia de Vènus es relativament clòta. Ansin, la diferéncia d'altituds entre lei ponchs pus aut e pus bas es de solament 13 km còntra 20 km per la Tèrra. De mai, 51% de la superfícia es situada dins un interval de 500 m a l'entorn de l'altitud mejana de la planeta e 80% dins un interval de 1 000 m. Lei plans son donc lo relèu principau rescontrat sus Vènus. Lei mesuras per radar mòstran un relèu fòrça lisc per lei plans pus bas car podrián acumular lei materiaus d'erosion provenent dei terrens pus auts.

Continents

[modificar | Modificar lo còdi]

Lei continents constituisson solament 10% de la superfícia de la planeta. Seis autors son superioras de 2 km a respèct de l'altitud mejana de la planeta.

Volcans

[modificar | Modificar lo còdi]
Imatge informatic d'un volcan en crespèu dins la region d'Alpha Regio.
Imatge per radar d'un volcan arachnoïde de la superfícia de Vènus.
Canau de lava dins la region de Sedna Planitia.

Vènus tèn 1 600 volcans importants e de miliers pus pichons : es la planeta pus volcanica dau Sistèma Solar. Ges d'erupcion es estada detectada a l'ora d'ara mai lo volcanisme de la planeta es generalament supausat en activitat. Lei formas dei volcans de Vènus son fòrça variadas :

  • de volcans bloquiers car i a pas d'activitat tectonica coma per la Tèrra sus Vènus. Lei volcans de Vènus son donc sovent d'aqueu tipe. Pasmens, lor forma es diferenta dei volcans bloquiers terrèstres. Sus Vènus, seis altituds son generalament a l'entorn de 1 500 m amb un diamètre d'unei centenaus de quilomètres mentre que sus Tèrra, lei volcans bloquiers pòdon agantar 10 km d'autor per un diamètre d'unei desenau de quilomètres.
  • de coladas generalizadas formant de plans o de canaus de lava. Aqueleis estructuras son generalament associadas amb de volcans.
  • de volcans tipics de Vènus dichs volcans en crespèu. Son de volcans amb un diamètre de quasi 25 km per una altitud mejana egala a 750 m. Se podrián formar après d'erupcions de lavas viscosas que podrián pas s'alunchar dau cratèr en causa de la pression atmosferica fòrça importanta.
  • de volcans en corona que son de volcans amb una forma elliptica irregulara enviroutada per d'anèus concentrics. Aquelei volcans son tanben tipics de Vènus. 176 existisson amb de diamètres variant de 60 a 2 000 km e de largors d'anèus compresas entre 10 e 150 km. La reparticion de volcans en corona es relativament unifòrma maugrat una pichona concentracion entre Aphrodite Terra e lo grop Beta.
  • de volcans egalament tipics de Vènus dichs Novae e Arachnoïdes. Lei novae son formadas per d'estructuras de lava fòrça rebatentas per lei radars. Forman de rets radiaus e simetrics de crestas e de trencadas a l'entorn d'un cratèr qu'es de còps afondrat. Leis arachnoïdes serián analògs mai presents dins un ancian volcan en corona. Lor aparéncia es donc similara a una teranhina. Dins aquò, l'origina comuna entre lei novae e lei arachnoïdes es pas encara confiermada.

Activitat tectonica

[modificar | Modificar lo còdi]

Se Vènus a pas d'activitat tectonica similara a la Tèrra, certanei relèus de la planeta son clarament d'origina tectonica. Aquelei relèus comprenon un ret de falhas, de rifts, de montanhas fronsidas e de terrens tipics de Vènus dichs tesserae :

  • lei rifts son causats per una extension de la litosfèra e an una autor d'un desenau o d'un centenau de mètres per una longor agantant de còps fins a 1 000 km.
  • lei montanhas causadas per de movements tectonicas son presentas dins lei continents coma Ishtar Terra e dins certanei plans bas de la planeta coma Lavinia Planitia. Dins lei continents, lei montanhas son formadas per de plecs, de compressions e de movements lateraus. En revenge, dins lei plans bas, la diversitat es mendra e se rescòntra principalament de crestas amb una autor de quauquei quilomètres, una largor d'unei centenaus e una longor d'unei miliers.
  • lei tesserae son compausats per de superposicions de grabens ancians. Son subretot localizats dins lei continents Aphrodite Terra e Ishtar Terra.

Cratèrs d'impacte

[modificar | Modificar lo còdi]

A respèct de Mercuri, de la Luna o de Mart, Vènus a pauc de cratèrs. Ansin, solament un milier de cratèrs d'impacte son presents a la superfícia de Vènus. En causa de l'atmosfèra espessa de la planeta, i a ges de cratèrs amb un diamètre inferior a dos quilomètres e gaire d'una talha pus febla que 30 quilomètres.

Geografia

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus tèn dos continents dichs Ishtar Terra au nòrd e Aphrodite Terra au sud. Ishtar Terra a una talha similara a Austràlia. Tèn lei cimas pus autas de la planeta amb la cadena de montanhas dei Maxwell Montes (environ 10 700 m). Aphrodite Terra es lo continent pus grand amb una superfícia comparabla a l'America dau Sud. D'autreis ensems de tèrras autas son situadas vèrs Beta Regio amb una cima vèrs 5 000 m e Alpha Regio. Dins aquò, l'altitud d'Alpha Regio es pus pichona amb de valors situadas entre 1000 e 2 000 m. Beta Regio es localizat dins l'emisfèri nòrd entre lei dos grands continents e Alpha Regio dins l'emisfèri sud. Entre lei continents e a l'entorn dau pòl nòrd de la planeta, i a de grands plans coma Guinevre Planitia o de camps de dunas.

Atmosfèra

[modificar | Modificar lo còdi]

Composicion

[modificar | Modificar lo còdi]

L'atmosfèra de Vènus es principalament compausada de dioxid de carbòni (96,5%) e d'azòt (3,5%)[8]. Pasmens, de dòsis feblas d'autreis elements foguèron egalament detectadas coma d'acid sulfuric, d'acid cloridric, de fluorur d'idrogèn, d'argon, d'aiga, d'oxigèn e de monoxid de carbòni[9] [10].

Troposfèra

[modificar | Modificar lo còdi]
Estructura dei nívols de l'atmosfèra de Vènus vista per una observacion ultravioleta de la sonda Pioneer Venus Orbiter.

La troposfèra es lo jaç inferior e lo pus dens de l'atmosfèra. Tèn 99% de la massa de l'atmosfèra per una espessor egala a environ 68 quilomètres. A la superfícia de la planeta, la pression mesurada es egala a 92 atm[8]. Ansin, lo dioxid de carbòni es plus un gas mai un fluid supercritic[8]. En consequéncia, lo clima de Vènus es marcat per un efèct de sèrra fòrça important. La temperatura mejana de la superfícia es d'aperaquí 467 °C, pus auta que la temperatura de fusion dau plomb, dau zinc o de l'estam. De mai, la temperatura varia gaire entre lo jorn e la nuech en causa de l'espessor de l'atmosfèra maugrat una durada de 116,5 jorns terrèstres per una jornada sus Vènus. La variacion durant lei diferentei sasons es tanben fòrça febla car l'excentricitat de son orbita e l'enclinason de son axe son pas grandas. Dos jaç principaus compausan la troposfèra :

  • l'atmosfèra bassa, entre 0 e 48 km, es relativament transparenta.
  • lo jaç nebulós, entre 31 e 68 km, es opac e explica l'eclat de Vènus per la reflexion dei rais solars. Aqueu jaç es generalament devesit en tres jaç de nívols :
    • lo jaç inferior entre 31 e 51 km, tanben dich zona brumosa en causa de la pichona quantitat d'acid sulfuric dei nívols situats vèrs 31-48 km. Puei, entre 48 e 51 km, se situa un jaç fòrça dens caracterizat per la preséncia de particulas, liquidas o solidas, de sofre.
    • lo jaç centrau entre 51 e 52 km, qu'es relativament clar.
    • lo jaç superior entre 52 e 68 km. Entre 52 e 58 km, es fach d'una solucion d'acid sulfuric, d'acid cloridric, de particulas de sofre e d'aiga. Enfin, entre 58 e 68 km, lei nívols son compausats de glaç d'aiga.

La rotacion de l'atmosfèra a l'entorn de la planeta se debana en 4,2 jorns terrèstres. Aqueu movement es dirigit per la conveccion naturala[11] : lei gas pus cauds vèrs l'eqüator montan dins l'atmosfèra e migran vèrs lei pòls fins ai latituds ±60°. Aqueu fenomèn es dich cellulas de Hadley. Per lei latituds pus importantas, la circulacion es realizada per de vortèx polars similars ai ciclons observats sus la Tèrra. Pasmens, lei vortèx polars de Vènus an dos centres e lei tempèstas a l'entorn dei pòls an donc una forma d'"S". L'atmosfèra a una rotacion dicha retrograda car vira dins lo sens contrari de la rotacion de la planeta. Aqueu movement es dich super-rotacion. Genèra de vents apareissent vèrs 10 quilomètres d'altitud. Lor velocitat se montan a 540 km/h a 65 km puei s'anulla vèrs 95 km. A la superfícia, la velocitat dei vents es solament egala a 2 m/s mai, amb l'espessor importanta de l'atmosfèra, es sufisent per entretenir un fenomèn d'erosion.

Auta atmosfèra e ionosfèra

[modificar | Modificar lo còdi]

La mesosfèra de Vènus es situada aproximativament entre 65 e 120 km. Tèn dos jaç principaus entre 62 e 73 km e entre 73 e 95 km[12]. Dins lo jaç inferior, la temperatura es relativament constanta amb una valor mesurada vèrs −43 °C. En revenge, la temperatura demenís tornarmai dins lo segond jaç fins a −108 °C a l'altitud de 95 km. Es lo minimum de l'atmosfèra de Vènus pendent lo jorn. Après 120 km, comença la termosfèra que s'estend probablament fins au començament de l'exosfèra entre 220 e 350 km[12]. La circulacion dei gas de la mesosfèra e de la termosfèra es diferenta dei fenomèns vists dins la troposfèra. D'efèct, la circulacion aguèt luòc dempuei la partida esclairada vèrs la partida sorna. Aqueu corrent entraïna adonc un rescaufament de l'atmosfèra de la fàcia escura entre 90 e 120 km (−43 °C contra una valor mejana egala a −173 °C per la termosfèra).

Enfin, l'ionosfèra de Vènus es situada entre 120 e 300 km e se compausa de tres jaç principaus respectivament entre 120 e 130 km, entre 140 e 160 km e entre 200 e 250 km[12]. Lei nivèus importants d'ionizacion son solament mantenguts dau costat esclairat per lo Soleu. Dins lei dos premiers jaç, l'ion principau es O2+. Es O+ per lo tresen[12].

Camp magnetic

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus a un camp magnetic fòrça feble causat per l'interaccion entre sa ionosfèra e lei particulas cargadas dau vent solar[13] [14]. La planeta es donc quasi pas parada contra lei radiacions cosmicas. Aquela abséncia foguèt una sospressa car lei scientifics pensavan de trobar un efèct dinamo dau fach de la similitud entre Vènus e la Tèrra. Leis ipotèsis generalament avançadas per explicar aqueu fenomèn son l'abséncia de movements de conveccion dins lo mantèu o d'un nuclèu liquid[15] [16] [17] [18].

Orbita e rotacion

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus orbita a l'entorn dau Soleu a una distància mejana egala a 108 milions de quilomètres (0,7 UA) en 224,65 jorns. Son excentricitat (0,01) es la pus febla dei planetas dau Sistèma Solar. Sa rotacion a l'entorn de son axe es tanben la pus pichona. De mai, es l'unica planeta amb una rotacion retrograda. Es fòrça lenta car un jorn de Vènus dura 243,018 jorns terrèstres. L'origina d'aquela rotacion es pas coneguda. Leis ipotèsis principalas son la collision amb un còrs important au començament dau Sistèma Solar o, pus rarament, l'influéncia de son atmosfèra espessa[19] [20].

Satellits

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus a ges de satellits naturaus[21]. Dins aquò, tèn dos quasi-satellits coneguts que son dichs 2002 VE68 e 2001 CK32[22].

Observacion

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus a una magnitud variant entre -4,6 e -3,8[23]. Es donc lo tresen astre pus brilhant dau cèu après lo Soleu e la Luna. Pòu donc èsser vist facilament per l'uelh uman. De còps, es d'alhors visibla durant la jornada. Coma es una planeta interiora, son elongacion maximala es egala a 47,8° a respèct dau Soleu[23]. Coma per Mercuri e la Luna, Vènus mostra de fasas diferentas pendent son orbita. En revenge, en causa de son atmosfèra espessa, ges de detalhs son visibles dempuei la Tèrra.

Recèrca e exploracion

[modificar | Modificar lo còdi]

Astronòms ancians

[modificar | Modificar lo còdi]

Vènus èra coneguda coma l'estèla dau matin o dau sera per divèrsei civilizacions. Pitagòras mostrèt au sègle IV avC que leis estèlas dau matin o dau sera èran un astre identic[24]. En 1032, l'astronòm Avicena observèt un transit de Vènus e deduguèt qu'èra pus pròcha dau Soleu que la Tèrra e mai de còps darrier lo Soleu[25] [26]. Puei, d'astronòms arabis observèron e imaginèron l'existéncia dei transits de Mercuri e Vènus entre lei sègles XII e XIII[27].

Recèrca amb lei telescòpis terrèstres

[modificar | Modificar lo còdi]

Lei premiereis observacions amb una luneta astronomica foguèron realizadas per Galileo Galilei au començament dau sègle XVII. Observèt lo fenomèn dei fasas de Vènus. Aquela observacion contradisiá adonc lo modèl de Ptolemèu en vigor dempuei l'Antiquitat en demostrant l'orbita de Vènus a l'entorn dau Soleu[28]. Puei, en 1761, l'astronòm Mikhaïl Lomonosov descurbiguèt la preséncia de l'atmosfèra de Vènus[29]. Pasmens, l'atmosfèra compliquèt l'estimacion dau periòde de rotacion de la planeta. Ansin, Giovanni Cassini e Johann Schröter la calculèron, de manièra erronèa, egala a 24 oras[30].

Après, gaire de progrès foguèron fachs fins au desvolopament deis observacions radar, ultravioletas e espectroscopicas au sègle XX. Durant leis annadas 1900, lei premierei mesuras espectroscopicas de Vesto Slipher detectèron pas de rotacion e mostrèron donc l'existéncia d'un periòde de rotacion pus lòng que supausat[31]. Dins leis annadas 1950, l'existéncia de la rotacion retrograda de la planeta foguèt descubèrta e enfin, son periòde de rotacion foguèt calculat durant lo decenni seguent amb de mesuras radars[32]. Puei, lei mesuras amb radar dau telescòpi Arrecibo permetèron egalament de veire la preséncia de zonas reflectissentas a la superfícia de la planeta e de realizar la premiera cartografia inclusent, per exemple, lei Maxwell Montes, pendent leis annadas 1970[33].

Exploracion amb de missions espacialas

[modificar | Modificar lo còdi]

Lei fenèstras de tir vèrs Vènus an luòc totei lei 19 mes e, entre 1962 e 1985, caduna veguèt lo lançament de sondas. Ansin, lo nombre dei missions espacialas, especialament sovieticas, per Vènus es fòrça important :

Premierei missions

[modificar | Modificar lo còdi]

La premiera mission per Vènus, Venera 1 en 1962, foguèt tanben la premiera mission interplanetària modèrna e lo començament dau programa sovietic Venera. Pasmens, lo contacte amb la sonda foguèt perdut avans l'arribada a l'entorn de Vènus. Ansin, maugrat la revirada de Mariner 1, la premiera sonda operacionala mandada vèrs Vènus, Mariner 2, foguèt estatsunidenca a la fin de 1962. Lei mesuras de la sonda descurbiguèron la temperatura auta de la planeta (425 °C) e son abséncia de camp magnetic[34].

Fin deis annadas 1960 : premiereis intradas atmosfericas

[modificar | Modificar lo còdi]

En març de 1966, la sonda Venera 3 venguèt lo premier objècte arribant sus una autra planeta. Pasmens, son sistèma de comunicacion foncionèt pas[35]. En revenge lo 18 d'octòbre de 1967, l'assai seguent capitèt e Venera 4 mandèt de donadas durant 93 min sus la temperatura e la composicion de l'atmosfèra[35]. Dins aquò, leis engenhaires ignoravan l'existéncia d'una pression importanta per Vènus e la sonda foguèt tròp alentida per son paracasuda : la batariá s'èra donc encalada a 25 km de la superfícia. L'endeman, la sonda estatsunidenca Mariner 5 arribèt tanben per estudiar la composicion, la densitat e la pression de l'atmosfèra[36]. Aquelei missions permetèron d'estimar la pression entre 75 e 100 bar. Amb aquelei donadas, lei Sovietics mandèron en 1969 doas sondas, Venera 5 e 6, equipada de bloquiers resistent a de pressions de 25 bar e de paracasudas pus pichons. Ansin, aquelei sondas capitèron de subreviure fins a 20 km de la superfícia mandant d'informacions durant quasi 50 min[35].

Annadas 1970 : aterratges a la superfícia

[modificar | Modificar lo còdi]

En 1970, la sonda Venera 7 foguèt mandada amb de proteccions sufisentas per resistir a de pressions egalas a 180 bar. Pasmens, après un problèma de paracasuda, la sonda aterrèt probablament sus lo costat e poguèt solament emetre un senhau feble sus la temperatura durant 23 min[35]. En revenge, lei sondas Venera 8, 9 e 10 capitèron lor mission amb la transmission de donadas per lei tres aparelhs e de premiers imatges de la superfícia per Venera 9 e 10[35].

Enterin, la mission Mariner 10, en transit per Mercuri realizèt 4000 fotografias de l'atmosfèra de Vènus. Puei, en 1978, la NASA mandèt doas missions per faire intrar quatre sondas dins la superfícia e cartografiar la planeta per radar[37]. L'orbitaire Pioneer Venus Orbiter, que realizèt lei mesuras radar, restèt en marcha fins a 1992. De son caire, la mission Pioneer Venus Multiprobe tenguèt d'informacions sus la composicion, lei vents e lei transferiments de calor de l'atmosfèra[38].

Annadas 1980 : fin dau programa Venera

[modificar | Modificar lo còdi]

Entre 1979 e 1982, quatre sondas Venera (11, 12, 13 e 14) mandèron de moduls a la superfícia de Vènus per estudiar lei tempèstas electricas (11 e 12), la composicion dei terrens e prendre d'imatges en color (13 e 14). Lei doas sondas seguentas, Venera 15 e 16, orbitèron a l'entorn de Vènus per cartografiar la planeta per radar[39]. Foguèt lei darrierei missions dau programa Venera. D'efèct, en 1985, lei Sovietics mandèron sei darrierei sondas per Vènus, Vega 1 e 2 en transit vèrs la cometa de Halley, que larguèron de balons atmosferics per estudiar lei condicions vèrs 50 km d'altitud[40] [41].

Annadas 1990 : cartografia radar

[modificar | Modificar lo còdi]

Dins leis annadas 1990, lo nombre de missions per Vènus demeniguèt amb solament doas visitas. Dins aquò, la premiera, Magellan, permetèt la cartografia radar de 98% de la superfícia e de 95% dau camp de gravitat amb una resolucion pus auta que lei missions precedentas[42]. En revenge, la mission Cassini-Huygens, a destinacion de Jupitèr, realizèt solament dos passatges entre 2006 e 2007.

Missions actualas

[modificar | Modificar lo còdi]

A l'ora d'ara, la mission de l'Agéncia Espaciala Europèa es en cors a l'entorn de Vènus dempuei 2006. Estúdia l'atmosfèra e sei nívols, lei caracteristicas de la superfícia, especialament la temperatura e lei plasmas enviroutant la planeta. Ansin, descurbiguèt lei vortèx dei regions polaras[43]. Deuriá èsser rejonch per la sonda japonesa Akatsuki en decembre de 2010.

Exploracion umana

[modificar | Modificar lo còdi]

Vèrs la fin deis annadas 1960, una mission umana foguèt prepausada per la NASA vèrs Vènus[44]. La mission podiá utilizar la màger part dei materiaus dau programa Apollo e passar a l'entorn de la planeta après un viatge de quatre mes[44].

Cultura

[modificar | Modificar lo còdi]

Coma Vènus es l'astre pus brilhant dau cèu, la planeta a una posicion privilegiada dins la cultura umana. Ansin, foguèt dicha Ishtar per lei Babilonians e probablament observada a partir dau sègle XVI avC[45] [46]. Leis Egipcians e lei Grècs ancians creguèron que leis aparicions de Vènus de matin o de sera èran causadas per dos còrs diferents. D'efèct, Vènus èra Tioumoutiri e Ouaiti en Egipte antica e Φωσφόρος (Phosphoros) o Ἐωσφόρος (Eosphoros) dins la Grècia antica. Puei, vèrs lo sègle IV avC, lei Grècs comprenguèron qu'i aviá un astre solet e lo nomèron Afrodita segon lor deessa de l'amor. La latinizacion Phosphoros donarà lo nom Lucifèr. En Pèrsia, la planeta foguèt associada amb la divessa Anahita e lo nom persan modèrne de Vènus, Nahid, vèn d'aquela divinitat. Enfin, Vènus e sei movements èran tanben la basa d'un calendier religiós[47].

Referéncias

[modificar | Modificar lo còdi]
  1. ↑ Frederic Mistral: Lou Tresor dóu Felibrige, tòme II, pp. 234, 244, lugar; Magalouno.
  2. ↑ Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A, Density constraints on the composition of Venus, In: Lunar and Planetary Science Conference, 12th, Houston, TX, March 16-20, 1981, Proceedings. Section 2. (A82-31677 15-91) New York and Oxford, Pergamon Press, 1982, p. 1507-1516.
  3. ↑ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. p. 201.
  4. ↑ Nimmo, F. (2002). "Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio". Geology 30: 987–990.
  5. ↑ 5,0 et 5,1 Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press.
  6. ↑ Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 26: 23–53.
  7. ↑ Glaze, L. S. (1999). "Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus". Journal of Geophysical Research 104: 18899–18906.
  8. ↑ 8,0 8,1 et 8,2 Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). "The surface of Venus" (abstract page). Rep. Prog. Phys. 66: 1699–1734.
  9. ↑ Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al. (2007). "A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO". Nature 450 (7170): 646–649.
  10. ↑ Svedhem, Hakan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver (2007). "Venus as a more Earth-like planet". Nature 450 (7170): 629–632.
  11. ↑ Linkin, V.; Blamont, J.; Preston, R. (1985). "The Vega Venus Balloon experiment". Bulletin of the American Astronomical Society 17 (4744): 722.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 et 12,3 Patzold, M.; Hausler, B.; Bird, M.K.; et al. (2007). "The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere". Nature 450 (7170): 657–660.
  13. ↑ Kivelson G. M., Russell, C. T. (1995). Introduction to Space Physics. Cambridge University Press.
  14. ↑ Zhang, T.L.; Delva, M.; Baumjohann, W.; et al. (2007). "Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum". Nature 450 (7170): 654–656.
  15. ↑ Luhmann J. G., Russell C. T. (1997). J. H. Shirley and R. W. Fainbridge. ed. Venus: Magnetic Field and Magnetosphere. Chapman and Hall, New York.
  16. ↑ .Stevenson, D. J. (2003-03-15). "Planetary magnetic fields". Earth and Planetary Science Letters 208 (1–2): 1–11.
  17. ↑ Nimmo, Francis (November 2002). "Why does Venus lack a magnetic field?" (PDF). Geology 30 (11): 987–990.
  18. ↑ Konopliv, A. S.; Yoder, C. F. (1996). "Venusian k2 tidal Love number from Magellan and PVO tracking data". Geophysical Research Letters 23 (14): 1857–1860.
  19. ↑ J. Huw Davies, « Did a mega-collision dry Venus' interior? », dans Earth and Planetary Science Letters, vol. 268, 30 avril 2008, p. 376-383.
  20. ↑ Alexandre C. M. Correia et Jacques Laskar, « The four final rotation states of Venus », dans Nature, vol. 411, 14 juin 2001, p. 767-770.
  21. ↑ Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (July 2009). "A survey for satellites of Venus". Icarus 202 (1): 12–16.
  22. ↑ Mikkola, S.; Brasser, R.; Wiegert, P.; Innanen, K. (July 2004). "Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351: L63.
  23. ↑ 23,0 et 23,1 Espenak, Fred (1996). "Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006". NASA Reference Publication 1349. NASA/Goddard Space Flight Center. [1]
  24. ↑ Pliny the Elder (1991). Natural History II:36–37. translated by John F. Healy. Harmondsworth, Middlesex, UK: Penguin. pp. 15–16.
  25. ↑ Goldstein, Bernard R. (March 1972). "Theory and Observation in Medieval Astronomy". Isis (University of Chicago Press) 63 (1): 39–47 [44].
  26. ↑ Sally P. Ragep (2007). "Ibn Sīnā: Abū ʿAlī al‐Ḥusayn ibn ʿAbdallāh ibn Sīnā". In Thomas Hockey. The Biographical Encyclopedia of Astronomers. Springer Science+Business Media. pp. 570–572.
  27. ↑ Ansari, S. M. Razaullah (2002). "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. p. 137.
  28. ↑ "Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics". Astronomy 161; The Solar System. Department Physics & Astronomy, University of Tennessee. http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html]
  29. ↑ Marov, Mikhail Ya. (2004). "Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit". In D.W. Kurtz. Preston, U.K.: Cambridge University Press. 209–219.
  30. ↑ Hussey, T. (1832). "On the Rotation of Venus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2: 78–126.
  31. ↑ Slipher, V. M. (1903). "A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus". Astronomische Nachrichten 163: 35.
  32. ↑ Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements". Science 139 (3558): 910–911.
  33. ↑ Campbell, D. B.; Dyce, R. B.; Pettengill G. H. (1976). "New radar image of Venus". Science 193 (4258): 1123–1124.
  34. ↑ Jet Propulsion Laboratory (1962) (PDF). Mariner-Venus 1962 Final Project Report. SP-59.
  35. ↑ 35,0 35,1 35,2 35,3 et 35,4 Mitchell, Don (2003). "Plumbing the Atmosphere of Venus". The Soviet Exploration of Venus. [2]
  36. ↑ Eshleman, V.; Fjeldbo, G. (1969) (PDF). The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment. SU-SEL-69-003.
  37. ↑ Colin, L.; Hall, C. (1977). "The Pioneer Venus Program". Space Science Reviews 20: 283–306.
  38. ↑ Williams, David R. (January 6, 2005). "Pioneer Venus Project Information". NASA Goddard Space Flight Center. [3]
  39. ↑ Greeley, Ronald; Batson, Raymond M. (2007). Planetary Mapping. Cambridge University Press. p. 47.
  40. ↑ Linkin, V.; Blamont, J.; Preston, R. (1985). "The Vega Venus Balloon experiment". Bulletin of the American Astronomical Society 17 (4744): 722.
  41. ↑ Sagdeev, R. Z.; Linkin, V. M.; Blamont, J. E.; Preston, R. A. (1986). "The VEGA Venus Balloon Experiment". Science 231 (4744): 1407–1408.
  42. ↑ Lyons, Daniel T.; Saunders, R. Stephen; Griffith, Douglas G. (May-June 1995). "The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations". Acta Astronautica 35 (9–11): 669–676.
  43. ↑ Hand, Eric (November 2007). "European mission reports from Venus". Nature (450): 633–660.
  44. ↑ 44,0 et 44,1 Feldman, M. S.; Ferrara, L. A.; Havenstein, P. L.; Volonte, J. E.; Whipple, P. H. (1967) (PDF). Manned Venus Flyby, February 1, 1967. Bellcomm, Inc.. [4]
  45. ↑ Sachs, A. (1974). "Babylonian Observational Astronomy". Philosophical Transactions of the Royal Society of London 276 (1257): 43–50.
  46. ↑ Meador, Betty De Shong (2000). Inanna, Lady of Largest Heart: Poems of the Sumerian High Priestess Enheduanna. University of Texas Press. p. 15.
  47. ↑ Sharer, Robert J.; Traxler, Loa P. (2005). The Ancient Maya. Stanford University Press.

Sistèma Solar
(Estela : Lo Solelh)

Lo SolelhMercuriVènusLa LunaTèrraMartFòbos e DeimosCeresLa cencha d{{'}}asteroïdesJupitèrSatellits de JupitèrAnèus de JupitèrSaturneSatellits de SaturneAnèus de SaturneUranusSatellits d'UranusAnèus de UranusNeptunSatellits de NeptunAnèus de NeptunePlutonSatellits de PlutonHaumeaSatellits de HaumeaMakemakeLa cencha de KuiperÈrisDysnomiaThe Scattered DiscThe Hills CloudThe Oort Cloud

Planetas
Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun

Planetas nanas
Cères · Pluton · Èris

Pichons còrses
Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort

Satellits
T (1) : Luna — M (2) : Fòbos · Deimos — J (67) : Io · Euròpa · Ganimèdes · Callisto — S (62) : Titan · Rhea · Mimas · Enceladus · Tethys · Dione — U (27) : Miranda · Ariel · Umbriel · Titània · Oberó — N (14) : Triton

Lista dels objèctes del Sistèma Solar · Galariá del Sistèma Solar
 

Recuperada de « https://oc.wikipedia.org/w/index.php?title=Vènus_(planeta)&oldid=2447586 »