Veenus

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib planeedist; jumalanna kohta vaata artiklit Venus; ansambli kohta vaata artiklit Veenus (ansambel); laulu kohta, mida on esitanud ka Tõnis Mägi, vaata artiklit Venus (Shocking Blue laul)

Veenus Veenuse astronoomiline märk
Venus globe.jpg
Orbiidi omadused
Keskmine kaugus Päikesest 108 200 000 km 0,536
Tiirlemisperiood 224,701 ööpäeva
Füüsikalised omadused
Pöörlemisperiood 243 ööpäeva
Kaaslasi null

Veenus on Päikese poolt loetuna teine planeet Päikesesüsteemis ning meile lähim planeet (vähim kaugus Maast 38,2 miljonit km)[1], tiirlemisperioodiga 224,7 Maa ööpäeva.[1] Tal puuduvad looduslikud kaaslased. Oma heleduse tõttu on Veenus taevast kergesti leitav (heledamad on ainult Kuu ja Päike). Veenus saavutab oma maksimaalse heleduse (kuni -4,6 tähesuurust) vahetult enne päikesetõusu ja peale päikeseloojangut. Hommikutaevas nähtavat Veenust nimetatakse Koidutäheks, õhtutaevas nähtavat Ehatäheks.

Oma nime on ta saanud vanarooma mütoloogiast pärineva armastuse-, ilu- ja viljakusejumalanna Venuse järgi.

Veenus on Maa-tüüpi planeet ja teda kutsutakse vahel ka Maa kaksikuks, kuna ta on Maaga umbes sama suur ja sarnase gravitatsiooniga. Siiski on Veenust Maast üsna erinev. Näiteks on tal päikesesüsteemi planeetidest kõige tihedam atmosfäär, mis koosned rohkem kui 96% süsihappegaasist ja atmosfääri rõhk on planeedi pinnal Maa omast 92 korda suurem. Oma keskmise temperatuuriga 735 K (462 °C) on Veenus kõige kuumem planeet päikesesüsteemis (ületab temperatuurilt ka Merkuuri). Veenus on mähitud paksudesse läbipaistmatutesse põhiliselt väävelhappest koosnevatesse pilvekihtidesse, mis ei lase planeedi pinda vaadelda teleskoopidega nähtava valguse spektris. Arvatakse, et Veenusel võis kunagi minevikus olla ka ookeane, kuid mis aurustusid kasvuhooneefekti põhjustatud temperatuur tõusu tagajärjel.

Vesi on Veenusel kõige tõenäolisemalt fotodissotseerunud ja kuna Veenusel puudub selline päikesetuulte eest kaitsev magnetväli nagu Maal, siis on tõenäoliselt vabad vesinikuaatomid Veenuselt päikesetuule mõjul paisatud planeetidevahelisse ruumi. Üldplaanis on Veenuse pind vulkaanilise tegevuse tagajärjel perioodiliselt uuenev kuiv kivikõrb, kus vedeleb ka lapikuid-plaatjaid kive.

Üldine iseloomustus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Veenus on Päikesessteemi üks neljast Maa-tüüpi planeedist. Tema suurus ja mass on sarnased Maale. Vahel öeldakse Veenuse kohta ka "Maa kaksik". Võrreldes Maaga on Veenus peaaegu sama suur, diameetriga 12,092 km (kõigest 650 km väiksem kui Maal) ning tema mass moodustab 81,5% Maa omast. Tingimused Veenusel on aga Maaga võrreldes täiesti teistsugused. Veenus omab tihedat atmosfääri, mille massist moodustab 96,5% süsihappegaas ning ülejäänud 3,5% põhiliselt lämmastik.

Geograafia ja pinnavormid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Veenuse pind ja pinnnamood oli kuni 20. sajandi lõpukümnendini teadmata ning kaardistati alles aastatel 1990-91 projekt Magellan'i käigus. Veenuse pinnal on jälgi laiaulatuslikust vulkaanilisest tegevusest ning atmosfääris leiduv väävel viitab sellele, et seal võis hiljuti esineda vulkaanipurskeid. Kokku on Veenuselt leitud 100 000 väikest ja mitusada suurt vulkaani, millest mõned võivad olla praegugi aktiivsed. Voolav laava on tekitanud voolusänge, neist suurima pikkus on ligi 7000 km. Lisaks leidub seal veel ~3 km kõrguseid mägesid, 2 km sügavune, 1500 km pikkune ja 150 km laiune lõhe ning vulkaan, mille jalami läbimõõt on 300–400 km, kõrgus 11 km.

Üldiselt on Veenuse pinnamood tasane ja rohkem kui pool pindalast mahub poolekilomeetrilisse kõrgusvahemikku. Suurim kõrgustevahe on 12 kilomeetrit (Maal 20 kilomeetrit). Madalamad alad ("ookeanid") vahelduvad kõrgemate mägiste piirkondadega ("kontinentide" ehk "mandritega").

Kontinendid ja tasandikud[muuda | redigeeri lähteteksti]

Umbes 80% Veenuse pindalast moodustavad tasandikud ning ülejäänu kaks kõrgemat "kontinenti", millest üks asub planeedi põhjapoolkeral ja teine ekvaatorist lõunapool. Põhjapoolselt kontinenti nimetatakse Babüloonia armastusjumaluse Ishtari järgi Ishtari maaks ning see on pindalalt umbes Austraalia suurune. Analoogselt põhjapoolsega kutsutakse Lõunapoolset kontinenti Kreeka armastusjumalanna Aphrodite järgi Aphrodite maaks. See on nendest kahest kontinendist suurim, umbes 7–10 kilomeetri kõrgune ja pindalalt ligikaudu samasuur kui Lõuna-Ameerika. Seda Veenuse mandrit katab suures osas lõhede võrgustik. Hiljem on Veenuselt kaugemalt lõunast leitud veel üks kontinent – Lada maa.

Ishtari maa lääneosas asub Lakshmi platoo. Selle kõrgus ümbritseva tasandi suhtes on 3–4 kilomeetrit. Selle platoo pinnal on kaks suurt lehtrit, Colette ja Sacajawea, mis meenutavad vulkaanilisi kaldeerasid Marsilt. Neist kahest noorema, Colette'i juures on näha ka laavavoogusid. Lakshmi platood ümbritsevad Akna ning Freyja mägede paralleelsed harjad ja orud, Maxwelli mäed ja Vesta astang. Näib, et nad on tekkinud horisontaalse kokkusurumise tagajärjel, mis on tüüpiline Maale, kuid ei esine Kuul ega Marsil.

Lakshmi platoost ida suunas muutub reljeef. Paralleelsed harjad ja orud asenduvad lühemate, lõikuvate rõngakujuliselt või kaootiliselt paiknevate harjade ja orgude süsteemiga. Seda nimetatakse parketiks ja seda pole leitud mitte ühelgi teisel taevakehal. Tasandike keskel on kõrgendikud, mille pind meenutab tasandikke. Need on Beta, Bell'i, Ulfrun'i ja Metis'e piirkonnad kõrgusega 2–4 kilomeetrit. Ka nendel on astanguid ja kraatreid.

8 km kõrgune Maat'i mägi

Mäed[muuda | redigeeri lähteteksti]

Veenuse kõrgeim tipp, Maxwell mägi (11 kilomeetrit), asub Veenuse põhjapoolsel kontinendil, Ishtari maal, ja seada ümbritsevad 2–3 kilomeetrit kõrgused mäeahelikud. Võrdluseks Marsi suurima vulkaani, Olympose mäe läbimõõt on 550 kilomeetrit ja kõrgus 20 kilomeetrit ning Maa suurim vulkaan Mauna Loa Hawaii saarrl on 200 kilomeetrit läbimõõdus ja oma jalamilt 9 kilomeetri kõrgune.

Üks huvipakkuvamaid piirkondi Veenusel on Beta piirkond, mis on eraldiseisev kõrgem ala. Seal on kaks suurt vulkaani: Theia ja Rhea. Suurema läbimõõt on 820 kilomeetrit ja ta on 5 kilomeetrit kõrge, tema kraatri läbimõõt on 60 kuni 90 kilomeetrit.

Kraatrite kompleks Veenusel. Esiplaanil 37,3 km-se läbimõõduga Saskia kraater

Meteoriidikraatrid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Planeedil on ka väheseid meteoriidikraatreid, mis näitab et Veenuse pind on geoloogiliselt suhteliselt noor, ligikaudu 300-600 miljonit aastat vana.

Suurima meteoriidikraatri, Mead'i läbimõõt on 280 kilomeetrit. Peaaegu täielikult puuduvad meteoriidikraatrid läbimõõduga alla kahe kilomeetri, sest neid tekitada võivad meteoorid põlevad Veenuse tihedas atmosfääris lihtsalt ära. Ka on meteoriidikraatrid sageli parvena koos, sest neid tekitanud suurem meteoor on tihedas atmosfääris purunenud. (Purunemise jäägid võivad tekitada ka alla kahekilomeetrise läbimõõduga kraatreid.) Kraatrite keskmise tiheduse järgi pinnaühiku kohta on Veenuse basaltide vanus kuni 800 miljonit aastat, seega on nad tunduvalt nooremad kui Kuu merede basaldid (3 miljardit), kuid vanemad kui Maa basaldid. Veenuse pind näib olevat põhjalikult muutunud 300 kuni 600 miljonit aastat tagasi.

Ligikaudu 25 km-se diameetriga ja 750 m kõrged "Pannkookstruktuurid" Veenuse Alfa piirkonnas
Arachnoidne struktuur Veenusel

Teised pinnavormid[muuda | redigeeri lähteteksti]

Lisaks meteoriidikraatritele, mägedele ja orgudele, mida tavaliselt leidub Maa-tüüpi planeetidel, võib Veenuselt leida ka teisi, ainult Veenusele iseloomulikke pinnavorme. Nende hulgas on näiteks ümmargused, lamedad, vulkaanilise tekkega kõrgemad alad, mida kutsutakse "farra"'deks (ka "pannkookstruktuurideks") ning mis on läbimõõdult umbes 20-50 km ja kõrguses 100-1000 m. Lisaks on Veenusel veel radiaalseid, tähtja kujuga lõhede süsteeme, mida kutsutakse "novae"'deks. Lõhedesüsteemid, kus esineb korraga nii radiaalseid lõhesid kui ka kontsentriliste ringidena olevaid lõhesid, kutsutakse oma sarnasuse tõttu ämblikuvõrkutega "arachnoidideks". Lisaks on veel struktuure, mida nimetatakse "coronae"'deks - need on ringjad lõhed, mis mõnikord paiknevad lohkudes. Need pinnavormid on kõik vulkaanilise tekkega.

Veenuse tasandikel on näha veel mõnekilomeetrilisi kuplitaolisi moodustisi, sageli kraatriga tipus, ning seljandike ja vagudega piirkondi pikkusega mõnituhat kilomeetrit ja laiusega kuni paarsada kilomeetrit. Ishtari maa lähedalt tasandikult leiti omapärased ringstruktuurid läbimõõduga 200–300 kilomeetrit, millele pole analooge teistel planeetidel. Nende, "kroonideks" või "pärgadeks" nimetatud pinnavormide keskel asuvad kaootilise reljeefiga piirkonnad. Arvatavasti tekkisid "pärjad" sinna, kus pinnale tikkus ümbruskaudsete piirkondade kuumem aine.

Geoloogia[muuda | redigeeri lähteteksti]

Planeedi pind sarnaneb kivikõrbega. Pinnaseproovid ja pinnafotod näitavad normaalse maise koostisega tardkivimite (graniit, basalt) olemasolu. Veenuse tasandikud koosnevad põhiliselt basalt-laavast. Oma osa võib olla ka tuule poolt kantud vulkaanilisel tuhal ja liival.Veenusel on üsna sageli ka maavärinaid.

Pinna keskmine vanus on miljard aastat, vaid vulkaanilis-tektoonilistel kõrgendikel on näha nooremaid moodustisi, kuid need katavad tühise osa pinnast. Seevastu Maal on alla miljardi aasta vanused moodustised valitsevad.

Pinnas Venera 13 maandumiskohas

Veenuse kõrgendikud on kaetud raskemetallikirmetisega. Veenusel on nii kuum, et plii sulab, metallid aurustuvad ja kondenseeruvad jahedamatel kõrgematel kohtadel. See seletab, miks kosmoselaevade radarivaatlused on näidanud, et kõrgendikud peegelduvad.

Uuringu tulemused, mis on avaldatud teadusajakirjas Icarus, viitavad sellele, et plii ja vismut annavad Veenusele ereda metalse kesta.

Sisemine ehitus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuna Veenuse kohta puuduvad seismilised andmed ja andmed tema inertsimomendi kohta siis on ka vähe teada Veenuse sisestruktuuridest ja geokeemiast.[2] Sarnasus Maa ja Veenuse suuruse ning keskmise tiheduse vahel laseb oletada, et neil on ka sarnane sisemine struktuur: tuum, vahevöö ja koor. Lähtudes Maa ja Veenuse sarnasusest on Veenuse tuum tõenäoliselt vähemalt osaliselt vedel, kuna planeedid on jahtunud umbes samasuguses tempos[3] ning on ilmselt samuti raud-nikkel koostisega nagu Maal. Veenuse natuke väiksem diameeter lubab oletada, et sügaval planeedi sisemuses on rõhk palju väiksem kui Maa sisemuses.
Põhimõtteline erinevus Maa ja Veenuse vahel on selles, et Veenusel puudub laamtektoonika. Laamtektoonika puudumise põhjuseks peetakse planeedil puuduvat vett, mis võiks muuta Veenuse koort pehmemaks ja seeläbi võimaldada ka laamtektoonikat. Arvatavalt on vee puudumise tõttu Veenuse koor liiga tugev, et saaks toimuda subduktsioon.
Selle tõttu võib olla aeglustunud ka planeedi võime kaotada soojust.[4] "Liigsest" soojusest vabanemine arvatakse toimuvat Veenusel perioodiliselt aktiveeruva globaalse vulkaanilise aktiivsuse tagajärjel, mil teoreetiliselt kogu planeedi pind vahetub korraga.[5] Viimane selline sündmus olevat aset leidnud 300 miljonit aastat tagasi.[6][7]

Õigetes värvides pilt Veenusest. Planeedi pind on varjatud paksu pilvekihiga

Atmosfäär ja kliima[muuda | redigeeri lähteteksti]

Next.svg Pikemalt artiklis Veenuse atmosfäär

Veenuse pind pole Maalt teleskoobist vaadatuna alalise katva paksu pilvekihi tõttu nähtav: 49–63 km kõrgusel paikneb tihe, 71–72 km kõrgusel hõredam pilvekiht. Pilvekihtide vahel puhub kogu aeg tuul, mille kiirus on 300–400 km/h. Planeedi pinna lähedal on tuulekiirus väga väike, keskmiselt 0.3 kuni 1.0 m/s, kuid atmosfääri suure tiheduse tõttu piisab sellest, et tõsta üles tolmu ja väiksemaid kive.[8][9]. Ilmselt puhuks selline aeglane tuul, mis sarnaneb atmosfääri tiheduse tõttu juba pigem rohkem voolavale veele, pikali ka Veenusel jalutada prooviva astronaudi.[10]

Keskmine temperatuur planeedi pinnal on 462 °C.[11] Temperatuur on Veenusel kogu planeedi ulatuses sama: nii poolustest ekvaatorini kui ka planeedi päiksepoolsel ja öisel küljel. Temperatuur muutub ainult kõrguse suhtes.

Veenuse atmosfääri kekmine tihedus on planeedi pinnal 66,5 kg/m3[12], mis on ligikaudu 55 korda suurem kui Maal (1,217 kg/m3[13]) ja moodustab ~6,6% vee tihedusest. Atmosfäär koosneb peamiselt süsihappegaasist ja väheses osas lämmastikust. Atmosfääri suure tiheduse tõttu on rõhk Veenuse pinnal 9,2 MPa ehk ~90 atm (92 korda suurem kui Maal). Maal on selline rõhk umbes 1 km sügavusel ookeanides.

Veenust võib võrrelda kasvuhoonega: kõrge temperatuur tema pinnal tuleneb sellest, et atmosfäär nagu kasvuhooneklaas laseb läbi suure osa soojendavat päikesekiirgust, kuid takistab pinna soojuskiirguse hajumist. Soojust neelab peamiselt süsinikdioksiid. Veenuse atmosfäär sisaldab seda ligikaudu 96,5%, lisaks veel lämmastikku ~3,4%, argooni 0,007%, heeliumi 0.0012% ja neooni 0,0007%. Vähesel määral (kokku ~0.02%) on veel vingugaasi (CO), vääveldioksiidi (SO2) ja veeauru. Vedel vesi muidugi puudub.

Pilvede põhikiht koosneb väävelhappest. Veenusel võib sadada ka väävelhappe vihma, kuid see aurustub enne pinnale jõudmist. Atmosfääri kõrgemates kihtides esinevad telluurist, püriidist ja teiste metallide sulfiididest (plii, vismut) koosnevad udud, millest võib tekkida ka metalne härmatise või lume taoline sade.[14][15][16]

Kuigi süsihappegaasi olemasolu tuvastati juba 1932, andis alles esimesena Veenuse atmosfääri sisenenud automaatjaama "Venera 4" otsemõõtmine 1967 teada õhkkonna koostise. Päikese lähedus ja äärmine kasvuhooneefekt (süsihappegaasi, veeauru ja vääveldioksiidi mõju) teevad Veenusest Päikesesüsteemi kõige kuumema planeedi.

Üldse on Veenuse õhkkonna keemia väga keeruline, sest suure kuumuse tõttu peavad kõik atmosfääri mikrokomponendid peale inertgaaside ennast ülal väga agressiivselt. Näiteks väävelhape tekib pilvedes veest ja vääveldioksiidist süsihappegaasi ja vesinikkloriidi osavõtul. Analoogiliselt tekivad Maal stratosfääripilved ja tööstuslikud sudud. Madalamal kui 46 kilomeetrit väävelhappe laguneb termiliselt ning komponendid tõusevad jälle pilvedesse.

2011. aastal avastati sondi Venus Express abil, et Veenusel on olemas ka osooni kiht.[17]

Veenuse pilvede struktuur ultraviolett spektris pildistatuna aastal 1979 automaatjaama Pioneer poolt.

Pilved[muuda | redigeeri lähteteksti]

Veenuse kollakasvalged pilved kihutavad planeedi pöörlemisele vastassuunas (idast läände) kiirusega 350 km/h, tehes täistiiru saja tunniga ehk umbes 60 korda kiiremini kui planeet ise. Pilved liiguvad ekvaatoril kiiremini kui pooluste lähedal.

Pilvkate on mitmekihiline. Põhiline pilvekiht on paarkümmend kilomeetrit paks, ta ulatub 60–70 kilomeetri kõrgusele ning sisaldab kontsentreeritud väävelhappe piisku läbimõõduga kuni 1 mikromeeter.

Madalamad pilved on rikkad mitmesuguste ainete poolest. Osa pilvi sisaldab näiteks kloori, osa aga kuni sadakond tahket osakest kuupsentimeetri kohta.

Veenuse pinnale lähemal pilved hõrenevad ning 30 kilomeetri kõrgusel kaovad sootuks.

Ülespoole ulatub hõre udu 90 kilomeetrini. Pilvede põhikihis on nähtavus üllatavalt hea – mitu kilomeetrit, kuid siiski on pilvkatte tõttu valgustatus Veenuse pinnal sada korda nõrgem kui Maal.

Phasesofvenus.jpg

Orbiit ja pöörlemine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Veenuse orbiit on praktiliselt ringikujuline.

Veenuse aasta kestab 224,7 maist ööpäeva. Alles paarkümmend aastat tagasi õnnestus USA astronoomil G. Pettingil radari abil kindlaks teha, et planeet pöörleb võrreldes enamike Päikesesüsteemi planeetide pöörlemissuundadega vastupidises suunas.

Veenus pöörleb Maaga võrreldes aeglaselt tagurpidi ning üks Veenuse päikeseööpäev kestab 243 Maa ööpäeva, seega on Veenuse aastas ligikaudu 2 ööpäeva.

Atmosfäär on nii tihe, et aastaaegade ning öö ja päeva vahet planeedi pinnal peaaegu ei ole.

Maale lähenedes on Veenus alati sama küljega meie poole pööratud. Selle põhjuseks võib olla loodete mõju, kuid päris kindel see ei ole.

Veenuse ja Maa sarnasused[muuda | redigeeri lähteteksti]

Omal ajal arvati, et Veenus peab olema väga Maa moodi. Veenuse läbimõõt (12 100 km) ja keskmine tihedus (5,25 g/cm3) jäävad ju Maale alla vaid kahekümnendiku võrra (~5%), mass ainult viiendiku võrra (~20%).

Veenus ei sarnane Maaga sellepärast, et Veenusel puudub planeedi pinnal vedel vesi.

Ka Maa atmosfäär koosnes alguses põhiliselt süsihappegaasist, kuid vihmaveega reageerides moodustas ta süsihappe. See omakorda tekitas kaltsiumiga ühinedes lubjakivi. Veenusel jäi aga CO2 atmosfääri, kus ta oma tohutu hulga tõttu tekitab väga tugeva kasvuhooneefekti, millest paratamatult tuleneb ülikõrge temperatuur ja rõhk planeedi õhkkonnas ja pinnal. Suur kuumus ja õhurõhk määravadki tingimused Veenuse pinnal.

Veenusel on nagu Maalgi troposfäär, kus gaasid on ühtlaselt segatud. Veenuse troposfäär on viis korda ulatuslikum ja viiskümmend korda tihedam kui Maa troposfäär.

Vesi[muuda | redigeeri lähteteksti]

On teada, et planeedi minevikus leidus seal vedelat vett ning ka temperatuur oli praegusest madalam, mistõttu võisid sealsed tingimused sobida tõenäoliselt ka elu tekkeks. Teadlaste arvates võis Veenus kunagi olla üsna maaliline. Arvutuste kohaselt leidus Veenusel vedelat vett umbes 2 miljardi aasta pikkusel perioodil planeedi 4,6 miljardi aastase vanuse algusaegadel. Umbes ajaks 2 miljardi aastat tagasi on see Päikese kiirguse ja kasvuhooneefekti tagajärjel kõik järkjärgult aurustunud ning on praeguseks enamuses Päikesetuule mõjul paisatud planeetidevahelisse ruumi. Vesiniku isotoobi deuteeriumi ja tavalise vesiniku suhte võrdlemine Veenusel Maa omaga laseb oletada, et algselt oli Veenusel umbes samapalju vett kui Maal.[18] On näiteks arvutatud, et kui kogu Veenuse atmosfääris leiduv vesi (ka erinevate ühendite koostises) asetuks ühtlase kihina Veenuse pinnale siis see kataks planeedi praegu 3 cm paksuse kihiga. Võrdluseks Maal oleks selline kiht 3 km läbimõõduga. Veenuse endise kliima on maises mõistes hävitanud kasvuhooneefektist tingitud peatumatu soojenemine.

Kui Maa atmosfääri kuumutataks Veenusel oleva temperatuurini, siis ookeanid aurustuksid ja veeauru rõhk oleks 300 atmosfääri. (Tegelikult on meil veeauru rõhk alumistes õhukihtides umbes tuhandik atmosfääri.)

Elu Veenusel[muuda | redigeeri lähteteksti]

USA teadlased jõudsid ajakirjas "Astrobiology" avaldatud artiklis järeldusele, et Veenusel võib leiduda elu. Mikroobid võivad elada ja paljuneda Veenuse õhukeses pilvekihis, mida kaitsevad päikesekiirguse eest selles leiduvad väävliühendid. Mõni aasta tagasi avastati meie planeedil bakter, mis on võimeline elama ja paljunema pilvedes. Samasugune evolutsioon võis toimuda ka Veenusel ning kui pinnas muutus seal elamiseks liiga kuumaks, võis pilvedest saada sealse elu ainus pelgupaik.

Veenuse pilved asuvad maapinnast kõrgel, kus tingimused meenutavad suuresti tingimusi Maa pilvedes. Sealt võib leida isegi veekomponente, ent need esinevad seal muidugi vaid kontsentreeritud väävelhappe näol. Samal ajal tunneme me ka mitmeid Maal elavaid organisme, mis saavad väävlilises keskkonnas väga hästi hakkama.

Teadlased on ka teinud NASA-le ettepaneku saata Veenusele kosmoseaparaat, mis tooks võimalikud proovid Veenuse “elanikest” Maa peale.

Kuud[muuda | redigeeri lähteteksti]

Veenusel ei ole looduslikke kaaslasi, vaid ainult tehiskaaslased.

Veenuse uurimine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Maanduda õnnestus Veenusel esimesena Nõukogude Liidu automaatjaamal "Venera 7" 1970. aastal.

Kosmosest on Veenust uuritud väga põhjalikult. Lisaks tavapärasele pildistamisele (mis Veenuse korral on üsna tulutu) on pinnaehitust uuritud radaritega; neist täpsemad on aastatel 1990–1994 orbitaaljaama "Magellan" tehtud mõõtmised (täpsus 120–300 meetrit).

"Venera 10", "Venera 14", "Vega 1" ja "Vega 2" maandusid tasandikule. Nende mõõtmised näitasid, et pinnas on vulkaanilise koostisega.

"Vega 1" ja "Vega 2" maandusid Aphrodite maa põhjaosas, Russalka tasandikul. Gamma-spektromeetriga tehti kindlaks kaaliumi, uraani ja tooriumi kontsentratsioon, mis vastas basaldile.

Automaatjaamade "Venera 9" ja "Venera 10" pildid näitasid jämedateralisel pinnasel lebavaid lamedaid kive ja vulkaanilise päritoluga pinnast, mis on erineval määral erosioonist rikutud.

"Venera 13", mille kaamera lahutusvõime oli 4–5 mm, pildistas lapikute, kuni viiesentimeetriste kividega kaetud kaljust tasandikku. Kivide vahelt paistis tumedate tolmuse aine laikudena planeedi pinnas.

"Venera 14" nägi tasaseid kihte paksusega 1 kuni 10 cm ja horisondini ulatuvaid murtuid kiviplaate. Tolmu polnud näha. Kihiline pinnas meenutab settekivimeid. Veenusel toimub settimine loomulikult atmosfääris, mitte vees.

2012. aastal tiirleb Veenuse ümber Euroopa Kosmoseagentuuri (ESA) missioon Venus Express. Missiooni läbiviiv rakett saadeti kosmosesse 2005. aasta novembris ning Veenuseni jõudis see 2006. aasta aprillis. Missiooni eesmärgiks on jälgida Veenuse atmosfääri, mõista selle kui ka üldiselt atmosfääri eripärasusi, et aru saada kliimamuutustest ka Maal.

Ehatäht ja Koidutäht[muuda | redigeeri lähteteksti]

Et Veenus on Maalt vaadates alati Päikese lähedal, siis ta paistab kas õhtu- või hommikutaevas. Esialgu ei teatud, et tegu on sama taevakehaga. Veenust nimetati eesti rahvaastronoomias vastavalt Ehatäheks ja Koidutäheks või Aotäheks, Vana-Kreekas vastavalt Hesperoseks (ladina Hesperus) ja Phosphoroseks (ladina Phosphorus).

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. 1,0 1,1 Venus Fact Sheet (vaadatud 03.02.2014)
  2. Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (16–20 March 1981). "Density constraints on the composition of Venus". "Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference". Houston, TX: Pergamon Press. pp. 1507–1516. Vaadatud 2014-03-02.  Kontrollige kuupäeva väärtust kohas: |date= (juhend)
  3. Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. p. 201. ISBN 1-4020-5233-2. 
  4. 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. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613. 
  5. 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. 
  6. 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. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613. 
  7. Robert, G Strom; Gerald G. Schaber; Douglas D. Dawson (1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research: Planets. vol 99 (E5): 10899–10926. doi:10.1029/94JE00388. 
  8. Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003) "The surface of Venus". Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734.
  9. Moshkin, B.E.; Ekonomov; Golovin; Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M. (1979). "Dust on the surface of Venus". Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17: 280–285.
  10. Cosmic Journeys: Venus-Death of a planet (2010) Režissöör:Thomas Lucas
  11. Venus: Facts & Figures. Kasutatud 03.02.2014.
  12. THE VENUS ATMOSPHERE AND IONOSPHERE AND THEIR INTERACTION WITH THE SOLAR WIND: AN OVERVIEW. Kasutatud 03.02.2014.
  13. Earth Fact Sheet. Kasutatud 03.02.2014.
  14. Cosmic Journeys: Venus-Death of a planet (2010) Režissöör:Thomas Lucas
  15. Otten, Carolyn Jones (2004). "'Heavy metal' snow on Venus is lead sulfide". Newsroom (Washington University in Saint Louis). Vaadatud 2014-02-05.
  16. Whitehouse, David (2003). "Venus has 'heavy metal mountains'". BBC News. Vaadatud 2014-02-05.
  17. "ESA finds that Venus has an ozone layer too". ESA. 6. oktoober 2011. Vaadatud 2014-02-05.
  18. Grinspoon, David H.; Bullock, M. A. (2007) Searching for Evidence of Past Oceans on Venus, American Astronomical Society, DPS meeting #39, #61.09; Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 39, p.540

Välislingid[muuda | redigeeri lähteteksti]