Bu, seçilmiş məqalədir. Daha çox məlumat üçün klikləyin.

Venera (planet)

Vikipediya, azad ensiklopediya
Naviqasiyaya keç Axtarışa keç
Bu adın digər istifadə formaları üçün bax: Venera (dəqiqləşdirmə).
Bu adın digər istifadə formaları üçün bax: Dan ulduzu (dəqiqləşdirmə).
Venera ♀
Şərəfinə adlandırılıb
Venera
Orbital xarakteristikası
Afelisi108 939 000 km
0,728213 AV
Perigelisi107 477 000 km
0,718440 AV
Periapsidi107.476.002.161,25 m, 107.476.259 km
Apoapsidi108.941.836.897,31 m, 108.942.109 km
Böyük yarımoxu
108 208 000 km
0,723332 AV
Orbitinin ekssentrisiteti0,006772[1]
Sinodik fırlanma dövrü
50.450.688 san.
Orta anomaliyası0,87 radian[2]
Əyilməsi0,059248 radian, 0,059 radian, 0,038 radian[3]
Qalxan milinin uzunluğu
1,338316 radian[3]
Perisentr arqumenti
2,296896 radian[3]
Nəyin peykidirGünəş
Özünə xas ekssentrisitet
0,00677672[3]
Fiziki xarakteristikaları
Orta radiusu
6,0518 ± 1,0 km
0,9499 Yer radiusu[4]
Qütb sıxılması0
Səthinin sahəsi
4,6023 × 108 km2
0,902 Yer sahəsi
Həcmi9,2843 × 1011 km3
0,866 Yer həcmi
Kütləsi4,8675 × 1024 kq
0,815 Yer kütləsi[5]
Orta sıxlığı
5,243 q/sm³
0,95 Yer sıxlığı
8,87 m/s2
0,91 Yer qravitasiyası
224,701 gün
0,615198 il[6]
Ekvatorial fırlanma sürəti
35,02 km/san
Oxunun maililiyi
177,36°[6]
Şimal qütbünün meyllənməsi
+67° 09′ 0″[2]
Albedo0,77 (bond albedosu)
0,689[6] (geometrik albedo)
Temperatur464 °C[7]
Səth temp. min orta maks
Selsi 462 °C[6]
−4,8[2]
Atmosfer
Atmosfer tərkibiKarbon dioksid 96,5 %
Azot 3,5 %
Kükürd dioksid 0,015 %
Arqon 0,007 %
Su buxarı 0,002 %
Karbon monoksid 0,0017 %
Helium 0,0012 %
Neon 0,0007 %

Venera, köhnəlmiş adı Zöhrə[8] — Günəş sistemində yerləşən ikinci planet. Günəş ətrafında hərəkətini 224,7 Yer gününə başa vurur.[9] Günəş sistemində yerləşən digər planetlərə nisbətən ən uzun öz oxu ətrafında dönmə perioduna (243 gün) sahibdir və digər planetlərdən fərqli olaraq əks istiqamətdə fırlanır. Venera təbii peykə sahib deyildir. Onun adı Roma mifologiyasındakı sevgi və gözəllik ilahəsi olan Veneradan gəlir. Venera gecə səmasında Aydan sonra ən parlaq şəkildə görünən ikinci təbii göy cismidir və −4,6-ya çatan ulduz ölçüsü ilə kölgə yarada biləcək qədər parlaqdır və nadir hallarda aydın gündüzlərdə adi gözlə görülə bilər.[10][11] Yerin orbiti daxilində dönən Venera daxili planetdir və heçvaxt Günəşdən çox uzaqlaşmır; Günəşdən maksimum bucaq uzaqlığı 47,8°-dır.

Venera Yer tipli planetdir və bəzən Yerin bacı planeti olaraq adlandırılır. Oxşar ölçüləri, kütləsi, tərkibi və Günəşə yaxınlığı səbəbindən belədir. Digər tərəfdən Yerdən ciddi şəkildə fərqlənir. Venera Yer tipli dörd planetin 96%-i karbon dioksid olan ən sıx atmosferinə sahibdir. Planetin atmosfer təzyiqi Yerdəki atmosfer təzyiqindən 92 dəfə daha çoxdur. Bu göstərici Yerdə suyun 900 m dərinliyində olan təzyiq göstəricisinə uyğun gəlir. Venera Günəş sisteminin ən isti planetidir. 462 °C-yə çatan səth istiliyi ilə Günəşə daha yaxın olan Merkuridən belə daha istidir. Venera səthinin birbaşa görünməsinə əngəl olan sulfat turşularının sıx bulud təbəqəsi ilə örtülmüşdür. Planetin keçmişdə su okeanlarına sahib olduğu düşünülür,[12][13] ancaq istixana effektinin təsiri ilə su tədricən buxarlanmışdır.[14] Ehtimal olunur ki, su fotoliz prosesinə məruz qalıb və planetin maqnit sahəsinin olmaması səbəbindən sərbəst hidrogen Günəş küləyinin təsiri ilə planetlərarası boşluğa yayılıb.[15] Veneranın səthi lövhə bənzəri qayalarla örtülmüş quru səhra kimidir və səthi püskürən vulkanlar səbəbindən daima yenilənir.

Səmadakı ən parlaq göy cisimlərindən biri olan Venera yazılı qeydlərin olduğu dövrlərdən bu yana mədəniyyətdə mühüm yer tutmuşdur. Venera çoxlu qədim mədəniyyətdə müqəddəs ilah kimi qəbul olunmuş, şair və yazıçılara səhər ulduzu, axşam ulduzu kimi adlarla ilham qaynağı olmuşdur. Venera e.ə. II minillik kimi erkən tarixdə hərəkətləri müəyyənləşdirilən ilk planetdir.[16]

Yerə ən yaxın planet olan Venera planetlərarası ilk kəşflər üçün ən önəmli hədəf olmuşdur. 1962-ci ildə Mariner 2 kosmik gəmisinin etdiyi səfər başqa planetə edilmiş ilk kosmik səfərdir. Həmçinin 1970-ci ildə Venera 7 kosmik gəmisi ilə ilk dəfə başqa bir planetin səthinə enilmişdir. Veneranın qalın buludları səthinin görünməsinə əngəl olduğu üçün 1991-ci ildə Magellan kosmik gəmisinin səfərinə qədər planetin səthinin detallı təsvirləri yoxdu. Planeti daha dərindən öyrənmək üçün mürəkkəb missiyalar və roverlərin göndərilməsi kimi planlar təklif olundu, ancaq planetin sərt təbii şəraiti buna əngəl oldu.

Fiziki xüsusiyyətləri

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Venera Günəş sistemindəki dörd Yer tipli planetdən biridir. Venera da Yer tipli daxili planetlər kimi qaya quruluşludur. Ölçüsünə və kütləsinə görə Yerə oxşadığı üçün çox vaxt Yerin bacısı və ya əkizi olaraq adlandırılır.[17] Veneranın diametri 12092 kilometrə bərabərdir və bu göstərici Yerin diametrindən 650 kilometr azdır. Veneranın kütləsi Yerin kütləsinin 81,5%-ni təşkil edir. Veneranın təbii şəraiti Yerlə müqayisədə olduqca radikal təsir bağışlayır. Sıx olan atmosferinin 96,5%-ni karbon dioksid, 3,5%-ni isə azot təşkil edir.[18]

Coğrafiyası

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Veneranın ölçüsünün Yerlə müqayisəsi

Veneranın səthinin quruluşu XX əsrdə planetologiya elminə məlum olana qədər bununla bağlı müxtəlif nəzəriyyələr vardı. 1975 və 1982-ci illərdə göndərilmiş Venera zondları vasitəsilə səhtin çöküntü ilə örtülmüş və maili qayalara sahib olan şəkilləri əldə olundu.[19] 1990–1991-ci illəri əhatə edən Magellan missiyası zamanı səthin detallı xəritəsi hazırlandı. Səthin vəziyyəti geniş vulkanizmin izlərini özündə əks etdirir. Atmosferdə olan kükürdün bəzi yeni vulkanik fəaliyyətlərin nəticəsi olduğu düşünülür.[20][21]

Veneranın səthinin təqribən 80%-i düzənlik və vulkanik ovalıqlardan ibarətdir. Müvafiq olaraq düzənliklərin 70%-i qırışıq yüksəkliklər və 10%-i isə hamar ovalıqlardan ibarətdir.[22] İki dağlıq "materik" isə planetin şimal yarımkürəsində və ekvatordan cənubdakı bölgədə yerləşir. Şimal yarımkürəsində yerləşən dağlıq bölgə təqribən Avstraliya böyüklüyündədir və Akkad sevgi ilahəsi İştarın şərəfinə İştar Terra olaraq adlandırılmışdır. İştar Terra bölgəsində 11 kilometr yüksəkliyi ilə Veneranın ən yüksək zirvəsi olan Maksvell Montes yerləşir.[23] Cənub yarımkürəsində yerləşən dağlıq bölgə yunan sevgi ilahəsi Afroditanın şərəfinə Afrodita Terra olaraq adlandırılır. İki dağlıq bölgənin birgə böyüklüyü Cənubi Amerika materikindən daha çoxdur. Çat və qırılmaların şəbəkəsi bu sahənin çox hissəsini əhatə edir.[24]

Görünən kalderaların hansısa birində lava axışına dair sübutların tapılmaması hələ də sirr olaraq qalmaqdadır. Planetin səhtinin gənc olduğunu təqribən 300–600 milyon illik bir neçə zərbə krateri göstərir.[25][26] Venera Yer tipli planetlər üçün xarakterik olan zərbə kraterləri, dağlar və vadilərlə yanaşı bəzi özünəməxsus səth xüsusiyyətlərinə də sahibdir. Bunlardan 20–50 kilometr diametrə, 100–1000 metr yüksəkliyə sahib olan farra adlandırılan keks və yelpiyə oxşayan vulkanik landşaft formalarını; radial və ulduza oxşayan nova adlandırılan qırışıqlıqları; araxnoid adlandırılan həm radial həm də konsentrik qırıqlara sahib landşaft formalarını və korona adlandırılan çökəkliyi əhatələyən dairəvi halqa tipli landşaft formalarını qeyd etmək olar.[27]

Veneranın əksər səth formaları tarixi və mifoloji qadın adları ilə adlandırılıb. İstisnalar kimi Ceyms Maksvellin şərəfinə adlandırılan Maksvell Montes, dağlıq bölgələrin adları olan Alfa Regio, Beta Regio və Ovda Regionun adlarını göstərmək olar.[28] Son üç landşaft formasının adı Beynəlxalq Astronomiya İttifaqı tərəfindən planetlərin terminologiyaları haqqındakı prinsiplərin qəbul olunmasından daha əvvəl verilib.[29][30]

Veneradakı landşaft formalarının uzunluğu onun birinci meridianına nisbətlə müəyyən olunur. Əsas birinci meridian Alfa Regionun cənubunda yerləşən oval landşaft forması olan İvanın ortasındakı parlaq nöqtənin üzərindən keçirdi.[28] Venera missiyaları tamamlandıqdan sonra birinci meridian Ariadna kraterinin mərkəz təpəsindən keçməklə yenidən təsnif olundu.[30][31]

Səth geologiyası

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Magellan tərəfindən əldə olunmuş radar təsvirləri əsasında formalaşdırılmış Maat Mons vulkanının təsviri

Veneranın səthinin böyük hissəsi vulkanik fəaliyyətlər nəticəsində formalaşmışdır. Venera Yerdən bir neçə dəfə çox vulkana sahibdir və bunlardan 167-i diametri 100 kilometri keçən böyük vulkanlardır. Bu böyüklükdə vulkanik kompleksin Yerdəki tək örnəyi Havay adasıdır.[27] Bunun səbəbinin Veneranın Yerdən daha vulkanik aktiv olması ilə bağlı deyil, qabığının daha qədim olması ilə bağlıdır. Yerin okean qabığı tavaların sərhəddində daima yeniləndiyi üçün təqribən 100 milyon illikdir.[32] Halbuki Veneranın səthinin 300–600 milyon illik olduğu təxmin olunur.[25][27]

Vulkanik fəaliyyətlə bağlı yaranmış olan kanallar Veneranın hələ də davam edən vulkanik aktivliyinə dəlil kimi göstərilir. SSRİ-nin Venera proqramı ərəfəsində Venera 9 kosmik gəmisi planetdə ildırımların çaxması ilə bağlı sübutlar əldə etdi.[33] Venera 12 kosmik gəmisinin eniş zondu ildırım çaxması və göy gurultusu ilə bağlı əlavə sübutlar əldə etdi.[34][35] 2007-ci ildə Avropa Kosmik Agentliyi tərəfindən göndərilmiş Venera Ekspress kosmik gəmisi vistler dalğalarını müəyyən etdi ki, bu da Venerada ildırım çaxması hadisəsini təsdiqlədi.[36][37] Bir ehtimala görə vulkanik partlayışların saçdığı kül ildırımın çaxmasına səbəb olur. Digər sübut kimi də Venera atmosferindəki kükürd dioksid sıxlığının ölçülməsində ortaya çıxan fərqlər göstərilir. 1978–1986-cı illərdə kükürd dioksid sıxlığı 10 dəfə azalmış, 2006-cı ildə göstərici anidən yüksəlmiş və yenidən 10 dəfə azalmışdır.[38] Bu göstəricilərin kəskin şəkildə dəyişməsinə böyük vulkanik partlayışların səbəb olduğu düşünülür.[39][40]

2008–2009-cu illərdə davam edən vulkanik aktivliyin ilk birbaşa dəlilləri Venera Ekspress tərəfindən əldə edildi. Maat Mons qalxanvari vulkanının yaxınlığında yerləşən Qanis Çasma rift bölgəsində infraqırmızı şüalar vasitəsilə dörd müvəqqəti istilik nöqtəsi müəyyən olundu.[41] Üç istilik nöqtəsi kosmik gəminin bir neçə orbit keçişində müşahidə olundu. Bu istilik nöqtələrinin vulkanik partlayışlar zamanı yeni çıxan lavanı təmsil etdiyi düşünülür.[42][43] Bu bölgələrin həqiqi istiliyi bilinmir, çünki istilik nöqtələrinin böyüklüyünü ölçmək mümkün olmadı. Buna baxmayaraq səthin orta istiliyi olan 467 °C dərəcə ilə müqayisə edildikdə, istiliyin 527–827 °C aralığında olduğu düşünülür.[44]

Əldə olunmuş radar təsvirləri əsasında formalaşdırılmış zərbə krateri

Venerada təqribən minə yaxın zərbə krateri vardır ki, səthdə bərabər şəkildə yayılmışdır. Yer və Ayda müşahidə olunan kraterlər kimi Veneranın kraterlərində də aşınma müşahidə olunur. Ayda aşınmalara yeni toqquşmaların baş verməsi, Yerdə isə külək və yağış mənşəli eroziyalar səbəb olmuşdur. Buna baxmayaraq Veneradakı kraterlərin təqribən 85%-i öz ilkin formasını saxlayır. Kraterlərin sayı və onların yaxşı qorunmuş vəziyyətdə olması təqribən 300–600 milyon il bundan əvvəl baş vermiş qlobal qabıq soyumasını[25][26] və bunun ardınca vulkanik aktivliyin zəifləməsini göstərir.[45] Yer qabığının davamlı olaraq hərəkətdə olmasında baxmayaraq Venerada bu proses davamlı ola bilmədi. Venerada Yerdəki kimi istiliyin ayrıldığı tava sərhədləri olmadığından, mantiyada yaranan istilik qabığın zəifləyən nöqtələrində kritik səviyyəyə çatana qədər toplanır.[27]

Veneradakı kraterlərin diametri 3–280 kilometr arasında dəyişir. Veneranın sıx atmosferinin təzyiqi nəticəsində səthlə toqquşan göy cisimlərinin yaratdığı kraterlərin diametri 3 kilometrdən daha az olmur. Kinetik enerjisi müəyyən bir həddən daha az olan göy cisimləri sıx atmosfer tərəfindən yavaşladılırlar və bunların səthlə toqquşması zərbə kraterinin yaranmasına səbəb olmur. Diametri 50 metrdən daha az olan göy cisimləri Veneranın səthinə çatmadan atmosferdə yanaraq parçalanır.

Daxili quruluşu

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Veneranın daxili quruluşunun təmsili təsviri: qabıq, mantiya və nüvə

Seysmik göstəricilər və ətalət momenti haqqında məlumatlar olmadan Veneranın daxili quruluşu və geokimyası haqqında birbaşa çoxlu məlumatlar əldə etmək mümkün deyildir.[46] Venera ilə Yer arasında ölçü və sıxlığın oxşarlığı səbəbindən daxili quruluşlarının da oxşar olduğu düşünülür. Veneranın nüvəsinin də Yerin nüvəsi kimi qismən ərinti halında olduğu düşünülür, çünki hər iki planet də eyni dərəcədə soyuyur.[47] Veneranın Yerdən bir az daha kiçik olması daxili hissələrindəki təzyiqin Yerdəkindən 24% daha az olmasına səbəb olur.[48] İki planet arasındakı ən önəmli fərqlilik Venerada tektonik tavalarla bağlı sübutların tapılmamasıdır. Ehtimal olunur ki, Veneranın qabığı ərinti halında olan mantiyanın üzərində hərəkət etməsi mümkün olmayacaq qədər möhkəmdir. Bu da planetin istilik itkisinin azalmasına və soyumasının zəifləməsinə səbəb olur. Bunun planetin maqnit sahəsinin olmamasının səbəbi olduğu düşünülür.[49] Venerada periodik olaraq baş verən qabığın böyük şəkildə yeniləndiyi hadisələrdə daxili istilikdən itki baş verir.[25]

Atmosfer və iqlimi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Venera 96,5%-i karbon dioksid, 3,5%-i azot və qalan hissəsi digər qazlar, xüsusən də kükürd dioksid olan olduqca sıx atmosferə sahibdir.[50] Veneranın atmosferi Yerin atmosferindən 93 dəfə daha ağırdır. Atmosferin daha ağır olması səbəbindən Venerada atmosfer təzyiqi Yerdəkindən 92 dəfə daha çoxdur ki, bu göstərici Yerdə təqribən okeanın 1 kilometr dərinliyindəki təzyiq göstəricisinə uyğun gəlir. Planetin səthindəki sıxlıq 65 kq/m3-a bərabərdir. Bu da suyun sıxlığının 6,5%-nə və ya dəniz səviyyəsində 20 °C-yə bərabər olan istilikdəki Yer atmosferinin sıxlığından 50 dəfə çox olan göstəriciyə uyğun gəlir. Karbon dioksid qazı ilə zəngin olan atmosferi Günəş sistemində ən güclü istixana effekti yaradır ki, bu da səthdə istiliyin 462 °C-yə qədər çatmasına səbəb olur.[9][51] Bu səbəbdən də Venera Günəşə Merkuridən iki dəfə daha uzaq olmasına və 25% daha az Günəş radiasiyasına məruz qalmasına baxmayaraq Merkuridən daha istidir. Merkurinin səthində qeydə alınan ən aşağı istilik göstəricisi −220 °C, ən yüksək istilik göstəricisi isə 420 °C-yə bərabərdir.[52] Veneranın səthindəki istilik göstəricisi sterilizasiya üçün tələb olunan istilikdən daha çoxdur. Veneranın səthinin istilik göstəricisi cəhənnəmin ənənəvi istilik səviyyəsinin hesablanması nəticəsinə əldə olunan göstəriciyə uyğun gəlir.[53]

Veneranın buludlu atmosferinin görünüşü

Aparılan tədqiqatlar nəticəsində milyardlarla il bundan əvvəl Veneranın atmosferinin indiki halından daha çox Yer atmosferi ilə oxşarlıq təşkil etdiyini və səthində maye şəklində su ola biləcəyi düşüncəsi formalaşmışdır. Buna baxmayaraq 600 milyon ildən bir neçə milyard iləcən keçən müddət ərzində Venera atmosferində təhlükəli həddə çatan qazlar istixana effektinin yaranmasına səbəb olmuşdur.[54][55] Bunun nəticəsində də Venera planeti həddən artıq isinmiş və səthindəki su buxarlanmışdır. Veneranın səthindəki şərait bu prosesdən daha əvvəl yarana bilməsi ehtimal olunan həyatı dəstəkləyəcək vəziyyətdə deyildir. Buna baxmayaraq alimlər Veneranın səthindən 50 kilometr yüksəklikdə yerləşən üst bulud təbəqəsində həyat ola biləcəyini düşünürlər, ancaq burada turşuluq səviyyəsi yüksəkdir.[56][57][58]

Magellan tərəfindən 1990–1994-cü illərdə çəkilmiş radar təsvirləri əsasında formalaşdırılmış Veneranın səthinin görünüşü

İstilik ətaləti və atmosferin alt təbəqəsində əsən küləklər Veneranın öz oxu ətrafında çox yavaş dönməsinə baxmayaraq gündüz və gecə istiliyi arasında demək olar ki, fərqin olmamasına səbəb olur. Səthə yaxın olan küləklərin sürəti saatda bir neçə kilometr olmaqla olduqca azdır. Buna baxmayaraq atmosferin olduqca sıx olması səbəbindən küləklərin səthə göstərdiyi təsir nəticəsində kiçik daşlar və toz hissəcikləri küləklərlə birgə daşınır. Təkcə bu faktor istilik, təzyiq və oksigen çatışmazlığı kimi problemləri nəzərə almadıqda belə insanın yeriməsi üçün çətinliklər yarada bilər.[59]

Sıx karbon dioksid təbəqəsinin üzərində əsasən sulfat turşusu damcılarından təşkil olunmuş buludlar vardır. Buludlarda eyni zamanda kükürd aerozolu, təqribən 1% dəmir xlorid[60] və az miqdarda su vardır.[61][61] Buludda olması ehtimal olunan digər maddələrə dəmir sulfat, alüminium xlorid və fosfor anhidrid daxildir. Fərqli yüksəkliklərdə yerləşən buludların fərqli tərkibləri və hissəcik böyüklükləri vardır.[60] Bu buludlar üstlərinə düşən Günəş şüalarının 90%-ni əks etdirir və birbaşa yolla Veneranın səthinin müşahidə olunmasına əngəl olur. Sahib olduğu daimi bulud örtüyü səbəbindən Venera Günəşə Yerdən daha yaxın olmasına baxmayaraq, daha az Günəş işığına məruz qalır. Buludların üstündə 300 km/s sürətlə əsən güclü küləklər hər 4–5 Yer gününə bərabər olan vaxtda Veneranın ətrafında dövr edir.[62] Veneradakı küləklərin sürəti planetin öz oxu ətrafındakı sürətindən 60 dəfə daha çoxdur. Buna baxmayaraq bu göstərici Yerdəki küləklərdə sadəcə öz oxu ətrafındakı hərəkət sürətinin 10–20%-nə bərabərdir.[63]

Veneranın səthi effektiv şəkildə izotermikdir, yəni təkcə gecə və gündüz olan hissələri arasında yox, həm də ekvator və qütbləri arasında da sabit istilik vardır.[6][64] Veneranın oxunun meyilliyi 3°-dən daha azdır ki, bu göstərici Yerdə 23°-ə bərabərdir. Veneranın oxunun meyilliyinin az olması səbəbindən fəsillər arasında istilik fərqi çox azdır.[65] İstiliyin dəyişməsi təkcə hündürlüyün dəyişməsi zamanı müşahidə olunur. Veneranın ən yüksək zirvəsi olan Maksvell Montesdə istilik 380 °C, atmosfer təzyiqi isə 45 bara bərabərdir.[66][67] Bu göstərici ilə Maksvell Montes zirvəsi Venera səthində istilik və təzyiqin ən az olduğu yerdir. 1995-ci ildə Magellan kosmik gəmisi Veneranın yüksəkliklərinin zirvələrində Yerdəki qara oxşar şəkildə yüksək əks etdirmə göstəricisinə sahib olan maddə müşahidə etdi. Ehtimal olunur ki, bu maddə qarın yaranmasına oxşar proses nəticəsində, ancaq yüksək istilikdə meydana gəlir. Səthdə sıxlaşmaq üçün çox uçucu olan maddə daha sərin və çökə bilməsi üçün uyğun olan hündür yerlərə qədər qaz şəklində yüksəlir. Bu maddənin nə olması dəqiq bilinmir. Buna baxmayaraq ehtimallar arasında tellur və qalenit kimi maddələr var.[68]

Veneranın buludlarında ildırım meydana gələ bilir.[69] Venera atmosferində ildırımın olması mübahisəli olmuşdur. İlk şübhəli çaxmalar SSRİ-in Venera zondları tərəfindən müşahidə edilmişdi. 2007-ci ildə Avropa Kosmik Agentliyi tərəfindən göndərilmiş Venera Ekspress kosmik gəmisi vistler dalğalarını müəyyən etdi ki, bu da Venerada ildırım çaxması hadisəsini təsdiqlədi.[36] Aparılan müşahidələrə görə Veneradakı ildırımların dərəcəsi Yerdəkilərin yarısı qədərindədir. 2007-ci ildə Venera Ekspress kosmik gəmisi Veneranın cənub qütbündə iki mərkəzli nəhəng qasırğa kəşf etdi.[70][71]

2011-ci ildə Venera Ekspress kosmik gəmisi böyük ehtimalla Venera atmosferində ozon təbəqəsi olduğunu müəyyən etdi.[72] 29 yanvar 2013-cü ildə Avropa Kosmik Agentliyinin alimləri Venera ionosferinin kometanın ion quyruğu kimi kənara doğru axdığını kəşf etdilər.[73][74]

2015-ci ilin dekabr ayında, qismən də 2016-cı ilin aprel və may aylarında Yaponiyanın Akatsuki missiyasında işləyən alimlər Veneranın atmosferində yay formalarının olduğunu müşahidə etdilər. Bu Günəş sistemindəki bəlkə də ən böyük qravitasiya dalğalarının olmasının birbaşa sübutudur.[75][76][77]

Maqnit sahəsi və nüvə

[redaktə | mənbəni redaktə et]

1967-ci ildə Venera 4 kosmik gəmisi Veneranın Yerdən çox zəif olan maqnit sahəsini kəşf etdi. Bu maqnit sahəsi Veneranın ionosferi ilə Günəş küləyinin reaksiyaya girməsi nəticəsində meydana gəlir.[78][79] Halbuki Yerin maqnit sahəsi nüvənin dinamo hərəkətləri nəticəsində meydana gəlir. Veneranın zəif maqnit sahəsi kosmik radiasiyaya qarşı atmosferə önəmsiz səviyyədə müdafiə təmin edir.

Veneranın Yer ölçülərində və oxşar daxili quruluşa sahib olmasına baxmayaraq önəmli səviyyədə maqnit sahəsinin olmaması təəccüblə qarşılandı. Buna baxmayaraq Veneranın nüvəsində dinamo təsiri müşahidə olunmurdu. Dinamo təsirinin baş verməsi üçün keçirici maye, dönmə və konveksiya faktorlarının olması lazımdır. Nüvənin keçirici olması üçün yetərli səviyyədə olduğu, planetin dönüşünün yavaş olmasının dinamo təsirinin yaranmasına əngəl olduğu düşünülsə də, simulyasiyalar dönüşün dinamoya yetərli olduğunu göstərdi.[80][81] Bu da dinamo təsirinin yaranması üçün planetin mərkəzində konveksiya çatışmazlığının olması mənasına gəlirdi. Yerdə konveksiya nüvənin ərinti halında olan xarici təbəqəsində meydana gəlir, çünki alt təbəqə üstdən daha istidir. Venerada qabığın qlobal səviyyədə yenidən formalaşması hadisəsi plitələrin tektonikasını dayandıraraq qabıq boyunca istilik axışına səbəb ola bilər. Bu da mantiyanın istiliyinin artmasına və beləliklə də nüvədən kənara çıxan istilik axışının azalmasına səbəb olur. Nəticədə bu proses maqnit sahəsini formalaşdırmaq üçün lazımlı olan dinamo təsirinin olmamasına səbəb olur. Bunun əvəzində nüvənin istiliyi qabığı yenidən isitmək üçün istifadə olunur.[82]

Başqa bir ehtimala görə Veneranın bərk nüvəsinin olmaması və ya nüvənin soyumamasıdır.[83] Beləliklə nüvənin ərinti halda olan hissəsi bütünlüklə eyni istiliyə sahib olur. Digər ehtimala görə isə Veneranın nüvəsi bütünlükdə bərkimişdir və ərinti xarici nüvəsi yoxdur. Nüvənin vəziyyəti hal-hazırda səbəbi bilinməyən kükürd konsentrasiyası ilə də bağlıdır.[82]

Veneranın zəif maqnitoserə sahib olması səbəbindən Günəş küləyi planetin xarici atmosferinə birbaşa təsir edir. Burada ultrabənövşəyi radiasiya səbəbindən neytral molekullar ayrılaraq hidrogen və oksigen ionlarının yaranmasına səbəb olur. Günəş küləyinin təsiri nəticəsində bəzi ionlar Veneranın cazibə sahəsini tərk edəcək qədər enerji əldə etmiş olurlar. Günəş küləyinin səbəb olduğu bu eroziya Veneranın atmosferində hidrogen, helium və oksigen ionları kimi aşağı kütləli ionların davamlı şəkildə itkisinə səbəb olur. Karbon dioksid kimi nisbətən ağır kütləli molekullar isə bu prosesdən daha az təsirlənir. Bu eroziya səbəbindən ehtimal olunur ki, Veneranın formalaşmasının ilk milyard illik periodu ərzində planetin sahib olduğu su kütləsi yox olmuşdur.[84] Bu eroziya nəticəsində eyni zamanda Günəş sistemindəki digər planetlərin atmosferlərinə nisbətən Venerada daha ağır kütləli deyterium daha yüngül olan hidrogenə nisbətən 100 dəfə daha çoxdur.[85]

Orbit və fırlanması

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Venera (sarı) və Yerin (göy) orbitlərinin müqayisəli təsviri.

Venera Günəşdən orta hesabla 0,72 AV (108 milyon km) məsafədə yerləşir və Günəş ətrafında hərəkətini 224,7 gündə tamamlayır. Bütün planetlərin orbitlərinin elliptik formada olmasına baxmayaraq Veneranın orbiti daha dairəvidir və orbital ekssentrsiteti 0,01-dən daha azdır.[6] Venera ən yaxın nöqtəsində Yerə 41 milyon kilometr məsafədə yaxınlaşır ki, bu göstərici ilə Yerə ən çox yaxınlaşan planetdir.[6] Venera hər 584 gündə bir Yerə ən yaxın nöqtədən keçir.[6] Yerin azalan orbital ekssentrsiteti nəticəsində hər iki planetin ən yaxın olduğu məsafə on minlərlə il keçdikcə daha da azalacaqdır.[86]

Günəş sistemindəki bütün planetlər Günəş ətrafında saat əqrəbinin əksi istiqamətdə dönür və Yerin şimal qütbündən görünür. Əksər planetlər öz oxu ətrafında da saat əqrəbinin əksi istiqamətində dönür, ancaq Venera bunun əksinə olaraq öz oxu ətrafında 243 Yer gününə bərabər olan vaxtda saat əqrəbi istiqamətində hərəkət edir. Veneranın öz oxu ətrafında dönmə sürəti çox yavaş olduğu üçün forması kürəyə yaxındır.[87] Veneranın ulduz sutkası (243 gün) Venera ilindən (224,7 gün) daha uzun çəkir. Veneranın ekvatorunda dönmə sürəti 6,52 km/s olduğu halda, Yerdə bu göstərici 1,669 km/s-a bərabərdir.[88] Bir Venera ili təqribən 1,92 Venera Günəş gününə bərabərdir.[89] Veneranın səthində duran müşahidəçi üçün Günəş qərbdən yüksəlib şərqə doğru yönələrdi,[89] ancaq Veneranın mat buludları Günəşin səthdən görünməsinə əngəl olur.[90]

Veneranın təbii peyki yoxdur.[91] Buna baxmayaraq bəzi troyan asteroidlərə sahibdir. Buna örnək olaraq kvazipeyk olan 2002 VE68[91][92] və iki müvəqqəti troyan olan 2001 CK32 və 2012 XE133 troyanlarını göstərmək olar.[93] XVII əsrdə Covanni Kassini Veneranın peyki olduğunu bildirdi və onu Nit olaraq adlandırdı. Bu peyk 200 il axtarılsa da tapılanların əksəriyyətinin sadəcə müşahidə olunan ulduzlar olduğu bildirildi. 2006-cı ildə Aleks Alemi və Devid Stivinson Kaliforniya Texnologiya İnstitutunda Günəş sisteminin erkən dövrlərinə aid modellərini öyrənərkən Veneranın milyardlarla il əvvəl böyük toqquşma nəticəsində meydana gəlmiş ən azı bir peykə sahib olmalı olduğunu göstərdi.[94] Tədqiqatlara görə bu hadisədən təqribən 10 milyon il sonra başqa bir səbəb nəticəsində Venera təsrinə dönməyə başladı və peyk Venera ilə toqquşdu. Əgər daha sonralar da toqquşmalar nəticəsində peyklər meydana gəlmiş olsa belə, eyni səbəbdən onlar da yox olmuşdular.[91]

Müşahidəsi

[redaktə | mənbəni redaktə et]
İşığı Sakit okeanın üzərində əks olunan Venera

Venera Günəş istisna olmaqla adi gözlə baxıldıqda göydə görünən ən parlaq kosmik cisimdir. Ən böyük göründüyü halda −4,6 görünmə böyüklüyünə sahib olur.[95][96] Günəşin arxadan aydınlatdığı vaxtda Veneranın görünmə böyüklüyü −3-ə qədər azalır.[97] Venera Günəş doğularkən və batan vaxt daha aydın görünsə də, aydın səmada günorta vaxtı da görülə biləcək qədər parlaqdır. Daxili planet olan Venera Günəşdən çox uzaqlaşmır və ən çoxu 47,8° bucaq uzaqlığına sahibdir.[98]

Venera Günəş ətrafında hərəkət edərkən 584 gündə bir Yerə ən yaxın nöqtədən keçir.[6] Bu mərhələdə Günəş batdıqdan sonra görülə bilən "axşam ulduzundan" Günəşin doğmasından əvvəl görünə bilən "sabah ulduzuna" çevrilir.

Fazaları

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Teleskopla müşahidə olunduğu zaman Günəşin ətrafında hərəkət edən Veneranın da Yerdən baxan müşahidəçi üçün Ay kimi fazalara sahib olduğu görünəcəkdir. Venera Günəşin qarşı tərəfində olduğu vaxt bədirlənmiş formada görünür. Venera Günəşdən maksimum uzaqlaşma məsafəsində Yerdən baxan müşahidəçi üçün ən parlaq şəkildə müşahidə olunur və aypara formasında görünür. Venera Günəş və Yer arasından yaxın olduğu zaman keçərkən, teleskopla baxan müşahəçi üçün çox incə hilal şəklində görünür. Venera ən böyük şəkildə Yerlə Günəş arasından keçərkən yeni fazada olduğu vaxt görünür. Teleskopla müşahidə olunan zaman planetin atmosferi kənarlarda Günəş işığının qırılması nəticəsində müşahidə edilə bilər.[98]

Tranziti

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Veneranın tranziti. 2004-cü il

Veneranın orbiti Yerə nəzərən bir az meyillidir. Bu səbəbdən də Venera Yerlə Günəş arasından keçərkən həmişə Yerdən baxan müşahidəçi üçün Günəşin üzərindən keçirmiş kimi görünmür. Veneranın tranziti orbitinin Günəşin önündən keçərkən Yerlə eyni xətt üzərində olması zamanı müşahidə olunur. Veneranın tranziti 243 illik dövrə ərzində bir-birindən 8 il fərqlənən 105,5 və ya 121,5 il aralıqlarla müşahidə olunur. Bu cür dövrənin baş verməsini ilk dəfə 1639-cu ildə ingilis astronomu Ceremi Horroks müşahidə etmişdir.[99]

Sonuncu tranzit cütlüyü 8 iyun 2004-cü ildə və 5-6 iyun 2012-ci ildə baş vermiş, xüsusi təchizatlarla müşahidə oluna bilmişdi.[100] Daha əvvəl baş vermiş tranzit cütlüyü 1874 və 1882-ci illərin dekabrında baş vermişdi. Növbəti tranzit cütlüyü isə 2117 və 2126-cı illərin dekabrında baş verəcəkdir.[101]

Veneranın tranzitinin məlum olan ilk video təsviri 1874-cü ildə çəkilmiş Veneranın keçişi qısa filmidir. Astronomiya tarixi baxımından Veneranın tranziti mühüm əhəmiyyətə sahibdir. Belə ki, tranzitləri müşahidə edərək Astronomik Vahidin ölçülərini müəyyənləşdirmək mümkün oldu və 1639-cu ildə Ceremi Horroks Günəş sisteminin hesablamış olduğu ölçülərini elan etdi.[102] Ceyms Kuk Avstraliyanın şərq sahillərini öyrənən ekspedisiya zamanı 1768-ci ildə əvvəlcə Taitiyə gələrək Veneranın tranzitini müşahidə etmişdi.[103][104]

Öyrənilməsi

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Qədim dövrlər

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Veneranın tranziti zamanı çəkilmiş qara damcı effektinin təsviri. 1769-cu il

Venera qədim mədəniyyətlərdə "dan ulduzu" və "axşam ulduzu" kimi iki ayrı adla tanınırdı. Bu da onun iki ayrı göy cisimi olduğunu düşündükləri mənasına gəlir. E.ə. XVII əsrin ortalarına aid olduğu düşünülən qədim Babil astronomları tərəfindən tərtib olunmuş Ammisaduqa Venera gil lövhəciyində planet iki ayrı adla yox, Göyün parlaq kraliçası adı ilə adlandırılırdı. Bu da babillilər tərəfindən Veneranın sabah və axşam görünən iki ayrı göy cisimi olmadığının bilindiyi mənasına gəlir.[105][106] Qədim yunanlarda Venera iki ayrı göy cisimi olaraq bilinirdi və Fosfor (dan ulduzu) ilə Hesper (axşam ulduzu) kimi iki ayrı adla tanınırdı. Böyük Pliniy e.ə. VI əsrdə Pifaqorun Veneranın tək obyekt olduğunu bildiyini qeyd edirdi.[107][108] Qədim çinlilər də Veneranı iki ayrı cisim olaraq bilirdi. Dan ulduzu olaraq göründüyü vaxt Böyük ağ (çin. Tai-bai 太白) və Parlaqlığı başladan, axşam ulduzu olaraq isə Mükəmməl qərb biri (çin. Chang-geng 長庚) kimi adlandırırdılar. Qədim Romada Venera dan ulduzu olaraq Lusifer (hərfi mənası işıq gətirən), axşam ulduzu olaraq isə Vesper adlandırırdılar.

II əsrdə Ptolomey yazmış olduğu Almagest əsərində Merkuri və Veneranın Yerlə Günəş arasında olduğunu qeyd etmişdi. XI əsrdə İbn Sina Veneranın tranzitini müşahidə edərək Ptolomeyin nəzəriyyəsini təsdiqlədi.[109][110] XII əsrdə İbn Bəccə Günəşin üzərindən iki qara ləkə kimi planetin keçdiyini müşahidə etdi, daha sonralar Qütbəddin Şirazi tərəfindən bu hadisə Merkuri və Veneranın tranziti olaraq qeydə alındı.[111]

XVII əsrdə Qalileo Qaliley teleskopla Veneranı müşahidə edərkən onun da Ay kimi fazalara sahib olduğunu müəyyən etdi. Göydə Venera Günəşdən ən uzaqda olduğu vaxt yarısının göründüyü fazada, Günəşə ən yaxın olduğu vaxtda isə bədirlənmiş fazada görülür. Bu müşahidə Venera Günəşin ətrafında orbitdə olduğu vaxt mümkün ola bilərdi ki, bunun da Ptolomeyin geosentrik sistemi ilə ziddiyyət təşkil edən ilk müşahidələrdən olması ehtimalı var.[112][113]

Veneranın 1639-cu ildəki tranziti Ceremi Horroks tərəfindən təxmin olunmuşdu. 4 dekabr 1639-cu ildə Ceremi Horroks və dostu Uilyam Krebtri tranziti evlərindən müşahidə etmişdilər.[114]

1761-ci ildə Mixail Lomonosov tərəfindən Veneranın atmosferi olduğu kəşf edilmişdi.[115][116] 1790-cı ildə Veneranın atmosferi İohann Şroter tərəfindən də müşahidə olundu. O, planetin kənarlarında Günəş şüalarının qırılmasını müşahidə edərək, bunun sıx atmosferdə Günəş şüalarının yayılması nəticəsində ola biləcəyini bildirdi. Daha sonra Çester Laymen planetin fazada olduğu zaman qaranlıq üzünü müşahidə edən zaman planetin atmosferə sahib olması ilə bağlı daha güclü dəlillər əldə etdi.[117] Atmosfer planetin öz oxu ətrafında dönmə müddətini müəyyən etmə tədqiqatlarını mürəkkəbləşdirdi. Covanni Kassini və İohann Şroter kimi tədqiqatçılar planetin atmosferindəki izləri müşahidə edərək bu müddətin səhvən təqribən 24 saat olduğu qənaətinə gəlmişdilər.[118]

Yerdən öyrənilməsi

[redaktə | mənbəni redaktə et]
1874-cü ilə aid Veneranın keçişi adlı video təsvir

Venera haqqında XX əsrə qədər kəşf edilmiş məlumatlar çox azdı. Planetin demək olar ki, xüsusiyyətə sahib olmayan görünüşü səthi haqqında məlumat əldə etməyə imkan vermədi. Bu kimi məlumatların əldə olunması spektroskopiya, radar və ultrabənövşəyi şüalarla müşahidələrdən sonra mümkün oldu. 1920-ci illərdə ilk dəfə Frenk Ross Veneranın ultrabənövşəyi şəklini çəkdi və bu da infraqırmızı təsvirlərdə görünməsi mümkün olmayan bəzi xüsusiyyətlərin aşkara çıxmasına imkan verdi.[119]

1900-cü illərdəki ilk spektroskop müşahidələri Veneranın öz oxu ətrafında fırlanması ilə bağlı ilk məlumatları verdi. Vesto Sliper Veneradan gələn işığın Dopler dəyişməsini ölçməyə çalışdı, ancaq dönüşün müəyyən edilməyini müşahidə etdi. O, bunun səbəbinin planetin öz oxu ətrafında dönmə müddətinin əvvəl düşünüldüyündən çox daha az olması ilə bağlı olduğunu düşündü.[120] 1950-ci illərdən sonrakı tədqiqatlar Veneranın digər planetlərin əksinə olaraq öz oxu ətrafında döndüyünü aşkara çıxardı.[121]

1970-ci illərdə radar müşahidələri ilk dəfə Veneranın səthinin xüsusiyyətlərini aşkara çıxarmağa imkan verdi. Aresibo radio teleskopundan istifadə olunaraq göndərilən dalğalar nəticəsində Veneranın səthində Alfa Regio və Beta Regio bölgələri aşkarlandı. Bu müşahidələr nəticəsində eyni zamanda Veneranın ən yüksək zirvəsi olan Maksvell Montes də kəşf olunmuşdu.[122] Kəşf olunan bu üç yer Venerada qadın adları ilə adlandırılmayan landşaft formalarıdır.[30]

Kosmik tədqiqatlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Mariner 2 kosmik gəmisinin təmsili təsviri

Veneranın kosmik tədqiqatları 1961-ci ildə SSRİ-nin Venera proqramı ilə başladı.[123] ABŞ-nin Veneraya ilk uğurlu kosmik səfəri Mariner 2 kosmik gəmisi vasitəsilə həyata keçirildi. 14 dekabr 1962-ci ildə Mariner 2 kosmik gəmisi Veneraya ən yaxın keçidini 34833 km məsafədən keçərək həyata keçirdi və planetin atmosferi ilə bağlı məlumatlar topladı.[124][125]

18 oktyabr 1967-ci ildə SSRİ-nin Venera 4 kosmik gəmisi planetin atmosferinə uğurlu şəkildə daxil oldu və tədqiqatlar apardı. Venera 4 kosmik gəmisinin apardığı ölçmələr nəticəsində planetin səthinin Mariner 2 kosmik gəmisinin hesabladığından daha isti olduğu, Veneranın atmosferinin 95%-in karbon dioksiddən ibarət olması və atmosferin kosmik gəmini dizayn edən alimlərin düşündüyündən daha sıx olduğu müəyyən oldu.[126] Venera 4 və Mariner 5 kosmik gəmilərinin əldə etdiyi məlumatlar SSRİ və ABŞ alimlərinin birgə təşkil etdiyi elmi konfransda təhlil olundu.[127][128]

1975-ci ildə SSRİ-nin Venera 9 və Venera 10 kosmik gəmiləri planetin səthinin ilk ağ-qara təsvirlərini Yerə çatdırdı. 1982-ci ildə ilk rəngli təsvirlər Venera 13 və Venera 14 kosmik gəmiləri tərəfindən göndərildi.

NASA 1978-ci ildə Pioner proqramına daxil olan iki ayrı missiya ilə planet haqqında əlavə məlumatlar əldə etdi.[129] SSRİ-nin Venera 15 və Venera 16 kosmik gəmiləri 1983-cü ilin oktyabr ayında planetə yaxınlaşaraq uğurlu şəkildə Veneranın 25%-lik ərazisinin (şimal qütbündən 30° şimal enliyinə qədər) xəritəsini tərtib etməyə başladı.[130]

Veneranın öyrənilməsində Vega 1 (1985), Vega 2 (1985), Qalileo (1990), Magellan (1994), Cassini-Hüygens (1998) və MESSENGER (2006) kosmik gəmilərindən əldə olunan məlumatlardan da istifadə olunmuşdur. 2006-cı ilin aprel ayında Avropa Kosmik Agentliyi tərəfindən göndərilən Venera Ekspress kosmik gəmisi planetin orbitinə uğurla yerləşmişdir. Venera Ekspress kosmik gəmisi yeddi elmi tədqiqat cihazı ilə təchiz olunmuşdu və planetin atmosferi ilə bağlı uzun müddət ətraflı məlumat toplamışdı. Avropa Kosmik Agentliyi tərəfindən bu missiya 2014-cü ilin dekabr ayında tamamlandı.

Mədəniyyətdə yeri

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Həmçinin bax: Venera (mifologiya) və Veneranın doğulması

Venera gecə səmasının başlıca göy cisimlərindən biridir. Bu səbəbdən də tarix boyunca fərqli mədəniyyətlərin mifoloji, astronomiya və qurğularında mühüm yer tutmuşdur. Qədim dövrün şairlərindən olan Homer, Safo, Ovidi və Vergili Veneradan və işığından bəhs etmişdilər.[131] Romantik şairlər olan Uilyam Bleyk, Alfred Tennison, Robert Frost və Vilyam Vordsvrot da əsərlərində planetdən bəhs etmişdilər.[132] Teleskopun kəşfindən sonra Veneranın bir fiziki dünya olmasının üzə çıxması onun gediləcək bir yer olması düşüncəsinin formalaşmasına səbəb oldu.

İlkin müşahidələr nəticəsində Veneranın təkcə Yer böyüklüyündə olmaması, həm də atmosferə sahib olması ona marağı artırdı və keçilməz bulud örtüyü planetin şəraiti ilə bağlı fantastik qurğu yazıçılarına geniş imkanlar yaratdı. Yerə nisbətən Günəşə daha yaxın olduğu üçün insanların yaşaya biləcəyi daha isti bir yer kimi təsvir edilmişdi.[133] Veneranın bəzi xüsusiyyətlərinin aşkara çıxarıldığı, ancaq hələ də səthi ilə bağlı ətraflı məlumatların olmadığı 1930–1950-ci illərdə bu düşüncələr zirvə həddinə çatdı. İlk Venera missiyalarından əldə edilən məlumatlar səthin düşünüləndən tamamilə fərqli olduğunu göstərdi və bu kimi düşüncələrə son qoyuldu.[134] Venera ilə bağlı elmi məlumatlar artdıqca, bu dəfə də fantastik qurğu roman yazıçıları Veneranın terraformasiya edilməsi ilə bağlı əsərlər yazmağa başladılar.[135]

Simvolu

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Veneranın astronomik simvolu biologiyada qadın cinsini göstərmək üçün istifadə olunan simvolla eynidir.[136] Bu simvol çevrə və aşağı hissəsinə bitişmiş müsbət işarəsindən ibarətdir. Veneranın simvolu həm də qadınlığı təmsil edirdi. Eyni zamanda qərb əlkimyasında misin simvolu idi.[136] Cilalanmış mis qədim dövrlərdə ayna kimi istifadə olunurdu və Veneranın simvolu bəzən ilahənin aynası kimi başa düşülmüşdü.[136]

Həyat axtarışları

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Venerada həyatın mövcudluğuna dair inanclar 1960-cı illərdə kosmik gəmilərin səthini müşahidə etməsi nəticəsində şəraitinin olduqda sərt olmasının məlum olmasından sonra önəmli şəkildə zəiflədi.

Venera Günəşə daha yaxın yerləşməsi, səthindəki istiliyin 462 °C-yə çatması, atmosfer təzyiqinin Yerdən 92 dəfə çox olması və istixana effektinin olması kimi səbəblərdən Yerdəki kimi su əsaslı həyatı dəstəkləməyəcək şəkildədir. Bəzi alimlər ekstramorfil mikraorqanizmlərin Veneranın daha aşağı istiliyə sahib olan üst atmosfer təbəqələrindəki turşuluq səviyyəsi yüksək olan mühitdə yaşaya biləcəyini düşünürlər.[137][138][139] Venera səthindən 50 km daha yüksəkdə yerləşən hissələrindəki istilik və təzyiq Yerdəki şəraitə yaxındır. Bu da özlüyündə Veneranın atmosferinin bu hissələrində uçan hava şarlarının buraxılması ideyalarını gətirdi.[140] Buna baxmayaraq mühitin yüksək turşuluq səviyyəsi bu tipli qurğuların hazırlanmasına çətinlik yaradır.[140]

İstinadlar

[redaktə | mənbəni redaktə et]

  1. ↑ Simon, J.L.; Bretagnon, P.; Chapront, J.; Chapront-Touzé, M.; Francou, G.; Laskar, J. (February 1994). "Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets". Astronomy and Astrophysics. 282 (2): 663–683. Bibcode:1994A&A...282..663S.
  2. ↑ 1 2 3 https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html.
  3. ↑ 1 2 3 4 Standish E. M. Keplerian elements for approximate positions of the major planets (ing.). 2015. 3 p.
  4. ↑ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006" Arxivləşdirilib 2017-06-08 at the Wayback Machine. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
  5. ↑ Konopliv, A. S.; Banerdt, W. B.; Sjogren, W. L. (May 1999). "Venus Gravity: 180th Degree and Order Model". Icarus. 139 (1): 3–18. Bibcode:1999Icar..139....3K. doi:10.1006/icar.1999.6086.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Williams, David R. (15 April 2005). "Venus Fact Sheet" Arxivləşdirilib 2018-05-11 at the Wayback Machine. NASA
  7. ↑ NASA FACTS (ing.). NASA.
  8. ↑ https://www.azleks.az/online-dictionary/z%C3%B6hr%C9%99?s=my Arxivləşdirilib 2021-10-25 at the Wayback Machine zöhrə. Günəş sisteminə daxil olan yeddi ulduzdan biri və bütün görünən ulduzların ən parlağı; Karvanqıran, Venera
  9. ↑ 1 2 "Venus: Facts & Figures". NASA.
  10. ↑ Lawrence, Pete (2005). "In Search of the Venusian Shadow". Digitalsky.org.uk.
  11. ↑ Walker, John. "Viewing Venus in Broad Daylight" Arxivləşdirilib 2017-03-29 at the Wayback Machine. Fourmilab Switzerland.
  12. ↑ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. (2008). "Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data". Journal of Geophysical Research: Planets. 113: E00B24. Bibcode:2008JGRE..11300B24H. doi:10.1029/2008JE003134.
  13. ↑ David Shiga (10 October 2007). "Did Venus's ancient oceans incubate life?" Arxivləşdirilib 2015-05-23 at the Wayback Machine. New Scientist.
  14. ↑ Jakosky, Bruce M. (1999). "Atmospheres of the Terrestrial Planets". In Beatty, J. Kelly; Petersen, Carolyn Collins; Chaikin, Andrew. The New Solar System (4th ed.). Boston: Sky Publishing. pp. 175–200. ISBN 978-0-933346-86-4. OCLC 39464951.
  15. ↑ "Caught in the wind from the Sun" Arxivləşdirilib 2020-07-28 at the Wayback Machine. European Space Agency.
  16. ↑ Evans, James (1998). The History and Practice of Ancient Astronomy. Oxford University Press. pp. 296–7. ISBN 978-0-19-509539-5.
  17. ↑ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (2004). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer Publishing. p. 61. ISBN 978-3-540-00431-8.
  18. ↑ "Atmosphere of Venus" Arxivləşdirilib 2019-04-02 at the Wayback Machine. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght
  19. ↑ Mueller, Nils (2014). "Venus Surface and Interior". In Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. Encyclopedia of the Solar System (3rd ed.). Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0.
  20. ↑ Esposito, Larry W. (9 March 1984). "Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism" Arxivləşdirilib 2021-08-24 at the Wayback Machine. Science. 223 (4640): 1072–1074. Bibcode:1984Sci…223.1072E. PMID 17830154. doi:10.1126/science.223.4640.1072.
  21. ↑ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (March 2001). "The Recent Evolution of Climate on Venus". Icarus. 150 (1): 19–37. Bibcode:2001Icar..150…19B. doi:10.1006/icar.2000.6570.
  22. ↑ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (1995). "Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas". Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P…66..285B. doi:10.1007/BF00579467.
  23. ↑ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (1995). "Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas". Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P…66..285B. doi:10.1007/BF00579467.
  24. ↑ Kaufmann, W. J. (1994). Universe. New York: W. H. Freeman. p. 204. ISBN 978-0-7167-2379-0.
  25. ↑ 1 2 3 4 Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26…23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23.
  26. ↑ 1 2 Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (25 may 1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR….9910899S. doi:10.1029/94JE00388.
  27. ↑ 1 2 3 4 Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47770-3.
  28. ↑ 1 2 Davies, M. E.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Lieske, J. H.; Morando, B.; Morrison, D.; Seidelmann, P. K.; Sinclair, A. T.; Yallop, B.; Tjuflin, Y. S. (1994). "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 63 (2): 127–148. Bibcode:1996CeMDA..63..127D. doi:10.1007/BF00693410.
  29. ↑ "USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)" Arxivləşdirilib 2017-01-25 at the Wayback Machine. United States Geological Survey. JPL Publication 90–24
  30. ↑ 1 2 3 Carolynn Young, ed. (1 August 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide Arxivləşdirilib 2016-12-04 at the Wayback Machine. California: Jet Propulsion Laboratory. pp. 99–100.
  31. ↑ "USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)" Arxivləşdirilib 2017-01-25 at the Wayback Machine. United States Geological Survey. JPL Publication 90–24.
  32. ↑ Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (2007). Fundamental Astronomy. Springer. p. 162. ISBN 978-3-540-34143-7.
  33. ↑ Kranopol'skii, V. A. (1980). "Lightning on Venus according to Information Obtained by the Satellites Venera 9 and 10". Cosmic Research. 18 (3): 325–330. Bibcode:1980CosRe..18..325K.
  34. ↑ Russell, C. T.; Phillips, J. L. (1990). "The Ashen Light" Arxivləşdirilib 2015-12-08 at the Wayback Machine. Advances in Space Research. 10 (5): 137–141. Bibcode:1990AdSpR..10..137R. doi:10.1016/0273–1177(90)90174-X.
  35. ↑ "Venera 12 Descent Craft" Arxivləşdirilib 2016-12-17 at the Wayback Machine. National Space Science Data Center. NASA.
  36. ↑ 1 2 Russell, C. T.; Zhang, T. L.; Delva, M.; Magnes, W.; Strangeway, R. J.; Wei, H. Y. (November 2007). "Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere" Arxivləşdirilib 2016-03-04 at the Wayback Machine (PDF). Nature. 450 (7170): 661–662. Bibcode:2007Natur.450..661R. PMID 18046401. doi:10.1038/nature05930.
  37. ↑ "Venus also zapped by lightning". CNN.com.
  38. ↑ Bauer, Markus (3 December 2012). "Have Venusian volcanoes been caught in the act?" Arxivləşdirilib 2013-11-03 at the Wayback Machine. European Space Agency.
  39. ↑ Glaze, Lori S. (August 1999). "Transport of SO 2 by explosive volcanism on Venus". Journal of Geophysical Research. 104 (E8): 18899–18906. Bibcode:1999JGR…10418899G. doi:10.1029/1998JE000619.
  40. ↑ Marcq, Emmanuel; Bertaux, Jean-Loup; Montmessin, Franck; Belyaev, Denis (January 2013). "Variations of sulphur dioxide at the cloud top of Venus's dynamic atmosphere". Nature Geoscience. 6 (1): 25–28. Bibcode:2013NatGe…6…25M. doi:10.1038/ngeo1650.
  41. ↑ "Ganis Chasma" Arxivləşdirilib 2018-10-13 at the Wayback Machine. Gazetteer of Planetary Nomenclature. USGS Astrogeology Science Center
  42. ↑ Lakdawalla, Emily (18 June 2015). "Transient hot spots on Venus: Best evidence yet for active volcanism". Arxivləşdirilib 2015-06-20 at the Wayback Machine The Planetary Society.
  43. ↑ "Hot lava flows discovered on Venus". European Space Agency. 18 June 2015.
  44. ↑ Shalygin, E. V.; Markiewicz, W. J.; Basilevsky, A. T.; Titov, D. V.; Ignatiev, N. I.; Head, J. W. (17 June 2015). "Active volcanism on Venus in the Ganiki Chasma rift zone". Geophysical Research Letters. 42: 4762–4769. Bibcode:2015GeoRL..42.4762S. doi:10.1002/2015GL064088.
  45. ↑ Romeo, I.; Turcotte, D. L. (2009). "The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing". Icarus. 203 (1): 13–19. Bibcode:2009Icar..203…13R. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.036.
  46. ↑ Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (16–20 March 1981). "Density constraints on the composition of Venus" Arxivləşdirilib 2015-11-06 at the Wayback Machine. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. pp. 1507–1516. Bibcode:1982LPSC…12.1507G.
  47. ↑ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. p. 201. ISBN 978-1-4020-5233-0.
  48. ↑ Aitta, A. (April 2012), "Venus' internal structure, temperature and core composition" Arxivləşdirilib 2022-06-25 at the Wayback Machine (PDF), Icarus, 218 (2): 967–974, Bibcode:2012Icar..218..967A, doi:10.1016/j.icarus.2012.01.007,
  49. ↑ Nimmo, F. (2002). "Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio". Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo….30..987N. ISSN 0091–7613. doi:10.1130/0091–7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2.
  50. ↑ Taylor, Fredric W. (2014). "Venus: Atmosphere". In Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. Encyclopedia of the Solar System. Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0.
  51. ↑ "Venus". Case Western Reserve University.
  52. ↑ Lewis, John S. (2004). Physics and Chemistry of the Solar System (2nd ed.). Academic Press. p. 463. ISBN 978-0-12-446744-6.
  53. ↑ Henry Bortman (2004). "Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'" Arxivləşdirilib 2022-09-23 at the Wayback Machine. Space.com.
  54. ↑ Grinspoon, David H.; Bullock, M. A. (October 2007). "Searching for Evidence of Past Oceans on Venus". Bulletin of the American Astronomical Society. 39: 540. Bibcode:2007DPS….39.6109G.
  55. ↑ Kasting, J. F. (1988). "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus". Icarus. 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar…74..472K. PMID 11538226. doi:10.1016/0019–1035(88)90116–9.
  56. ↑ Mullen, Leslie (13 November 2002). "Venusian Cloud Colonies". Astrobiology Magazine.
  57. ↑ Landis, Geoffrey A. (July 2003). "Astrobiology: The Case for Venus" (PDF). Journal of the British Interplanetary Society. 56 (7–8): 250–254. Bibcode:2003JBIS…56..250L. NASA/TM—2003–212310
  58. ↑ Cockell, Charles S. (December 1999). "Life on Venus". Planetary and Space Science. 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS…47.1487C. doi:10.1016/S0032–0633(99)00036–7.
  59. ↑ Moshkin, B. E.; Ekonomov, A. P.; Golovin Iu. M. (1979). "Dust on the surface of Venus". Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research). 17: 280–285. Bibcode:1979CoRe…17..232M.
  60. ↑ 1 2 Krasnopolsky, Vladimir A. (November 2006). "Chemical composition of Venus atmosphere and clouds: Some unsolved problems". Planetary and Space Science. 54 (13–14): 1352–1359. Bibcode:2006P&SS…54.1352K. doi:10.1016/j.pss.2006.04.019.
  61. ↑ 1 2 Krasnopolsky, V. A.; Parshev, V. A. (1981). "Chemical composition of the atmosphere of Venus". Nature. 292 (5824): 610–613. Bibcode:1981Natur.292..610K. doi:10.1038/292610a0.
  62. ↑ W. B. Rossow; A. D. del Genio; T. Eichler (1990). "Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images" Arxivləşdirilib 2015-11-06 at the Wayback Machine (PDF). Journal of the Atmospheric Sciences. 47 (17): 2053–2084. Bibcode:1990JAtS…47.2053R. ISSN 1520–0469. doi:10.1175/1520–0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2.
  63. ↑ Normile, Dennis (7 may 2010). "Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion". Science. 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci…328..677N. PMID 20448159. doi:10.1126/science.328.5979.677-a.
  64. ↑ Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; Withers, Paul G.; McKay, Christopher P. (2001). "Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport" Arxivləşdirilib 2018-10-03 at the Wayback Machine (PDF). Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory.
  65. ↑ "Interplanetary Seasons". NASA.
  66. ↑ Basilevsky A. T.; Head J. W. (2003). "The surface of Venus". Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh…66.1699B. doi:10.1088/0034–4885/66/10/R04.
  67. ↑ McGill, G. E.; Stofan, E. R.; Smrekar, S. E. (2010). "Venus tectonics". In T. R. Watters; R. A. Schultz. Planetary Tectonics. Cambridge University Press. pp. 81–120. ISBN 978-0-521-76573-2.
  68. ↑ Otten, Carolyn Jones (2004). ""Heavy metal" snow on Venus is lead sulfide" Arxivləşdirilib 2008-04-15 at the Wayback Machine. Washington University in St Louis.
  69. ↑ Upadhyay, H. O.; Singh, R. N. (April 1995). "Cosmic ray Ionization of Lower Venus Atmosphere". Advances in Space Research. 15 (4): 99–108. Bibcode:1995AdSpR..15…99U. doi:10.1016/0273–1177(94)00070-H.
  70. ↑ Hand, Eric (November 2007). "European mission reports from Venus". Nature (450): 633–660. doi:10.1038/news.2007.297.
  71. ↑ Staff (28 November 2007). "Venus offers Earth climate clues" Arxivləşdirilib 2009-01-11 at the Wayback Machine. BBC News.
  72. ↑ "ESA finds that Venus has an ozone layer too" Arxivləşdirilib 2019-09-06 at the Wayback Machine. European Space Agency.
  73. ↑ "When A Planet Behaves Like A Comet" Arxivləşdirilib 2019-05-02 at the Wayback Machine. European Space Agency.
  74. ↑ Kramer, Miriam (30 January 2013). "Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere" Arxivləşdirilib 2022-10-03 at the Wayback Machine. Space.com.
  75. ↑ Fukuhara, Tetsuya; Futaguchi, Masahiko; Hashimoto, George L.; et al. (16 January 2017). "Large stationary gravity wave in the atmosphere of Venus". Nature Geoscience. 10: 85–88. doi:10.1038/ngeo2873.
  76. ↑ Rincon, Paul (16 January 2017). "Venus wave may be Solar System's biggest" Arxivləşdirilib 2022-10-03 at the Wayback Machine. BBC News.
  77. ↑ Chang, Kenneth (16 January 2017). "Venus Smiled, With a Mysterious Wave Across Its Atmosphere" Arxivləşdirilib 2017-07-15 at the Wayback Machine. The New York Times.
  78. ↑ Dolginov, Sh.; Eroshenko, E. G.; Lewis, L. (September 1969). "Nature of the Magnetic Field in the Neighborhood of Venus". Cosmic Research. 7: 675. Bibcode:1969CosRe…7..675D.
  79. ↑ Kivelson G. M.; Russell, C. T. (1995). "Introduction to Space Physics". Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45714-9.
  80. ↑ Luhmann, J. G.; Russell, C. T. (1997). "Venus: Magnetic Field and Magnetosphere" Arxivləşdirilib 2010-07-14 at the Wayback Machine. In Shirley, J. H.; Fainbridge, R. W. Encyclopedia of Planetary Sciences. New York: Chapman and Hall. pp. 905–907. ISBN 978-1-4020-4520-2.
  81. ↑ Stevenson, D. J. (15 March 2003). "Planetary magnetic fields". Earth and Planetary Science Letters. 208 (1–2): 1–11. Bibcode:2003E&PSL.208….1S. doi:10.1016/S0012–821X(02)01126–3.
  82. ↑ 1 2 Nimmo, Francis (November 2002). "Why does Venus lack a magnetic field?" Arxivləşdirilib 2018-10-01 at the Wayback Machine (PDF). Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo….30..987N. ISSN 0091–7613. doi:10.1130/0091–7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2.
  83. ↑ 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. Bibcode:1996GeoRL..23.1857K. doi:10.1029/96GL01589.
  84. ↑ Svedhem, Håkan; Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric W.; Witasse, Olivier (November 2007). "Venus as a more Earth-like planet". Nature. 450 (7170): 629–632. Bibcode:2007Natur.450..629S. PMID 18046393. doi:10.1038/nature06432.
  85. ↑ Donahue, T. M.; Hoffman, J. H.; Hodges, R. R.; Watson, A. J. (1982). "Venus Was Wet: A Measurement of the Ratio of Deuterium to Hydrogen". Science. 216 (4546): 630–633. Bibcode:1982Sci…216..630D. ISSN 0036–8075. PMID 17783310. doi:10.1126/science.216.4546.630.
  86. ↑ "Venus Close Approaches to Earth as predicted by Solex 11".
  87. ↑ Squyres, Steven W. (2016). "Venus" Arxivləşdirilib 2022-09-05 at the Wayback Machine. Encyclopædia Britannica Online.
  88. ↑ Bakich, Michael E. (2000). "Rotational velocity (equatorial)". The Cambridge Planetary Handbook. Cambridge University Press. p. 50. ISBN 978-0-521-63280-5.
  89. ↑ 1 2 "Space Topics: Compare the Planets". The Planetary Society.
  90. ↑ Serge Brunier (2002). Solar System Voyage Arxivləşdirilib 2018-11-06 at the Wayback Machine. Translated by Dunlop, Storm. Cambridge University Press. p. 40. ISBN 978-0-521-80724-1.
  91. ↑ 1 2 3 Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (July 2009). "A Survey for Satellites of Venus". Icarus. 202 (1): 12–16. Bibcode:2009Icar..202…12S. arXiv:0906.2781 Freely accessible. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.008.
  92. ↑ De la Fuente Marcos, Carlos; De la Fuente Marcos, Raúl (November 2012). "On the Dynamical Evolution of 2002 VE68". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 728–39. Bibcode:2012MNRAS.427..728D. arXiv:1208.4444 Freely accessible. doi:10.1111/j.1365–2966.2012.21936.x.
  93. ↑ De la Fuente Marcos, Carlos; De la Fuente Marcos, Raúl. "Asteroid 2012 XE133: A Transient Companion to Venus" Arxivləşdirilib 2014-10-26 at the Wayback Machine. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (2): 886–93. Bibcode:2013MNRAS.432..886D. arXiv:1303.3705 Freely accessible. doi:10.1093/mnras/stt454.
  94. ↑ Musser, George (10 October 2006). "Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon" Arxivləşdirilib 2007-09-26 at the Wayback Machine. Scientific American.
  95. ↑ "HORIZONS Web-Interface for Venus (Major Body=299)" Arxivləşdirilib 2017-07-13 at the Wayback Machine. JPL Horizons On-Line Ephemeris System (Geophysical data).
  96. ↑ Bower, Gordon. "When is Venus brightest?" Arxivləşdirilib 2022-03-31 at the Wayback Machine. Excelsior Statistics and Optimization.
  97. ↑ Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky & Telescope. 121 (1): 51–56.
  98. ↑ 1 2 Espenak, Fred (1996). "Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006". NASA Reference Publication 1349. NASA/Goddard Space Flight Center.
  99. ↑ Anon. "Transit of Venus". History. University of Central Lancashire.
  100. ↑ Boyle, Alan (5 June 2012). "Venus transit: A last-minute guide". NBC News.
  101. ↑ Espenak, Fred (2004). "Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE" Arxivləşdirilib 2019-05-02 at the Wayback Machine.
  102. ↑ Kollerstrom, Nicholas (1998). "Horrocks and the Dawn of British Astronomy" Arxivləşdirilib 2013-06-26 at the Wayback Machine. University College London.
  103. ↑ Hornsby, T. (1771). "The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769" Arxivləşdirilib may 9, 2019, at the Wayback Machine. Philosophical Transactions of the Royal Society. 61 (0): 574–579. doi:10.1098/rstl.1771.0054.
  104. ↑ Woolley, Richard (1969). "Captain Cook and the Transit of Venus of 1769". Notes and Records of the Royal Society of London. 24 (1): 19–32. ISSN 0035–9149. JSTOR 530738. doi:10.1098/rsnr.1969.0004.
  105. ↑ Hobson, Russell (2009). The Exact Transmission of Texts in the First Millennium B.C.E. Arxivləşdirilib 2019-05-02 at the Wayback Machine (PDF) (Ph.D.). University of Sydney, Department of Hebrew, Biblical and Jewish Studies.
  106. ↑ Waerden, Bartel (1974). Science awakening II: the birth of astronomy Arxivləşdirilib 2020-09-28 at the Wayback Machine. Springer. p. 56. ISBN 978-90-01-93103-2.
  107. ↑ Pliny the Elder (1991). Natural History II:36–37. translated by John F. Healy. Harmondsworth, Middlesex, UK: Penguin. pp. 15–16.
  108. ↑ Burkert, Walter (1972). Lore and Science in Ancient Pythagoreanism Arxivləşdirilib 2022-03-16 at the Wayback Machine. Harvard University Press. p. 307. ISBN 978-0-674-53918-1.
  109. ↑ Goldstein, Bernard R. (March 1972). "Theory and Observation in Medieval Astronomy". Isis. University of Chicago Press. 63 (1): 39–47 [44]. doi:10.1086/350839.
  110. ↑ "AVICENNA viii. Mathematics and Physical Sciences" Arxivləşdirilib 2020-02-20 at the Wayback Machine. Encyclopedia Iranica.
  111. ↑ S. M. Razaullah Ansari (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 Science+Business Media. p. 137. ISBN 978-1-4020-0657-9.
  112. ↑ Palmieri, Paolo (2001). "Galileo and the discovery of the phases of Venus". Journal for the History of Astronomy. 21 (2): 109–129. Bibcode:2001JHA….32..109P.
  113. ↑ Fegley Jr, B (2003). Heinrich D. Holland; Karl K. Turekian, eds. Venus. Treatise on Geochemistry. Elsevier. pp. 487–507. ISBN 978-0-08-043751-4.
  114. ↑ Kollerstrom, Nicholas (2004). "William Crabtree's Venus transit observation" Arxivləşdirilib 2016-05-19 at the Wayback Machine (PDF). Proceedings IAU Colloquium No. 196, 2004. International Astronomical Union.
  115. ↑ Marov, Mikhail Ya. (2004). D.W. Kurtz, ed. Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit Arxivləşdirilib 2015-11-06 at the Wayback Machine. Proceedings of IAU Colloquium No. 196. Preston, U.K.: Cambridge University Press. pp. 209–219. Bibcode:2005tvnv.conf..209M. doi:10.1017/S1743921305001390.
  116. ↑ "Mikhail Vasilyevich Lomonosov" Arxivləşdirilib 2008-07-25 at the Wayback Machine. Encyclopædia Britannica Online.
  117. ↑ Russell, H. N. (1899). "The Atmosphere of Venus". Astrophysical Journal. 9: 284–299. Bibcode:1899ApJ…..9..284R. doi:10.1086/140593.
  118. ↑ Hussey, T. (1832). "On the Rotation of Venus". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2: 78–126. Bibcode:1832MNRAS…2…78H. doi:10.1093/mnras/2.11.78d.
  119. ↑ Ross, F. E. (1928). "Photographs of Venus". Astrophysical Journal. 68–92: 57. Bibcode:1928ApJ….68…57R. doi:10.1086/143130.
  120. ↑ Slipher, V. M. (1903). "A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus". Astronomische Nachrichten. 163 (3–4): 35–52. Bibcode:1903AN….163…35S. doi:10.1002/asna.19031630303.
  121. ↑ Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements". Science. 139 (3558): 910–911. Bibcode:1963Sci…139..910G. PMID 17743054. doi:10.1126/science.139.3558.910.
  122. ↑ Campbell, D. B.; Dyce, R. B.; Pettengill G. H. (1976). "New radar image of Venus". Science. 193 (4258): 1123–1124. Bibcode:1976Sci…193.1123C. PMID 17792750. doi:10.1126/science.193.4258.1123.
  123. ↑ Mitchell, Don (2003). "Inventing The Interplanetary Probe". Arxivləşdirilib 2018-10-12 at the Wayback Machine The Soviet Exploration of Venus.
  124. ↑ Mayer; McCullough & Sloanaker (January 1958). "Observations of Venus at 3.15-cm Wave Length". The Astrophysical Journal. 127: 1. Bibcode:1958ApJ…127….1M. doi:10.1086/146433.
  125. ↑ Jet Propulsion Laboratory (1962). "Mariner-Venus 1962 Final Project Report Arxivləşdirilib 2014-02-11 at the Wayback Machine" (PDF). SP-59. NASA.
  126. ↑ Mitchell, Don (2003). "Plumbing the Atmosphere of Venus" Arxivləşdirilib 2019-01-03 at the Wayback Machine. The Soviet Exploration of Venus.
  127. ↑ "Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII". Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium. Prague, Czechoslovakia: National Academy of Sciences. 11–24 may 1969. p. 94.
  128. ↑ Sagdeev, Roald; Eisenhower, Susan (28 may 2008). "United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War" Arxivləşdirilib 2018-12-25 at the Wayback Machine
  129. ↑ Williams, David R. (6 January 2005). "Pioneer Venus Project Information" Arxivləşdirilib 2000-10-18 at the Wayback Machine. NASA/Goddard Space Flight Center.
  130. ↑ Greeley, Ronald; Batson, Raymond M. (2007). Planetary Mapping. Cambridge University Press. p. 47. ISBN 978-0-521-03373-2.
  131. ↑ Aaron J. Atsma. "Eospheros & Hespheros". Arxivləşdirilib 2019-07-14 at the Wayback Machine Theoi.com.
  132. ↑ Dava Sobel (2005). The Planets Arxivləşdirilib 2018-11-06 at the Wayback Machine. Harper Publishing. pp. 53–70. ISBN 978-0-14-200116-5.
  133. ↑ Miller, Ron (2003). Venus. Twenty-First Century Books. p. 12. ISBN 978-0-7613-2359-4.
  134. ↑ Dick, Steven (2001). Life on Other Worlds: The 20th-Century Extraterrestrial Life Debate. Cambridge University Press. p. 43. ISBN 978-0-521-79912-6.
  135. ↑ Seed, David (2005). A Companion to Science Fiction. Blackwell Publishing. pp. 134–135. ISBN 978-1-4051-1218-5.
  136. ↑ 1 2 3 Stearn, William (May 1968). "The Origin of the Male and Female Symbols of Biology". Taxon. 11 (4): 109–113. JSTOR 1217734. doi:10.2307/1217734.
  137. ↑ Clark, Stuart (26 September 2003). "Acidic clouds of Venus could harbour life" Arxivləşdirilib 2022-08-11 at the Wayback Machine. New Scientist.
  138. ↑ Redfern, Martin (25 may 2004). "Venus clouds 'might harbour life'" Arxivləşdirilib 2020-09-16 at the Wayback Machine. BBC News.
  139. ↑ Dartnell, Lewis R.; Nordheim, Tom Andre; Patel, Manish R.; Mason, Jonathon P.; et al. (September 2015). "Constraints on a potential aerial biosphere on Venus: I. Cosmic rays" Arxivləşdirilib 2018-05-04 at the Wayback Machine. Icarus. 257: 396–405. Bibcode:2015Icar..257..396D.
  140. ↑ 1 2 Landis, Geoffrey A. (2003). "Colonization of Venus". AIP Conference Proceedings. 654. pp. 1193–1198. doi:10.1063/1.1541418.

Həmçinin bax

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Xarici keçidlər

[redaktə | mənbəni redaktə et]

Kartoqrafik resurslar

[redaktə | mənbəni redaktə et]
Mənbə — "https://az.wikipedia.org/w/index.php?title=Venera_(planet)&oldid=7751320"