„Vénusz” változatai közötti eltérés

[nem ellenőrzött változat][ellenőrzött változat]
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
korr, link korr, átfogalmaz
link, korr, form, átfogalmaz
110. sor:
 
== Szerkezet ==
A Vénusz a [[Naprendszer]] négy Föld-típusú bolygójának egyike, ami azt jelenti, hogy jellemzően kőzetekből épül fel. Méretében és tömegében nagymértékben hasonlít a Földhöz, s emiatt gyakran hívják a Föld testvérének is. Átmérője csak 650&nbsp;km-rel kisebb a Földénél, a tömege a földinek 81,5%-a. A felszíni feltételek azonban a vénuszi sűrű szén-dioxid légkör miatt nagymértékben eltérnek. A vénuszi légkör 96,5 tömegszázaléka [[szén-dioxid]], a fennmaradó nagyjából 3% pedig [[nitrogén]].<ref>
{{cite web |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Venusatmos.html |title=The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght |accessdate=2007-04-29 |work= }}
</ref>
122. sor:
A Vénusz felszínének 80%-át sima vulkáni síkságok alkotják. Két magasabb kontinens foglalja el a felszín nagy részét, egy az északi féltekén, egy pedig az Egyenlítőtől délre. Az északi kontinens az [[Ausztrália (kontinens)|Ausztrália]] méretű [[Ishtar Terra]], ami a [[babilónia]]i szerelemistenről, [[Istár]]ról kapta a nevét. Ezen található a Vénusz legmagasabb hegye, a [[Maxwell Montes]]. Csúcsa 11&nbsp;km-re emelkedik ki a Vénusz átlagszintjéből. A déli kontinens a [[Dél-Amerika]] méretű [[Aphrodite Terra]], aminek a nevében a [[görög mitológia|görög]] istennőnek a neve fedezhető fel. Ennek a kontinensnek nagy részét repedések és egyenetlenségek foglalják el.<ref>Kaufmann W.J.: ''Universe,'' 1994, W.H. Freeman, New York, p. 204</ref>
 
A kőzetbolygókra jellemző [[becsapódási kráter]]ek, hegyek és völgyek mellett a Vénuszon több egyedi felszíni forma is megtalálható, amelyek mind vulkáni tevékenységből származnak.<ref>Frankel C.: ''Volcanoes of the solar system,'' 1996, Cambridge University Press, Cambridge, New York</ref> Ezek között megtalálhatóak a farranak''farra''-nak nevezett, palacsinta alakú, 20 – 5020–50&nbsp;km átmérőjű és 100 – 1000 100–1000&nbsp;m magasságú, lapos felszínű vulkáni alakzatok, a ''novae''-nek nevezett csillagszerű repedésrendszerek, az [[arachnoid]]ok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések, és a ''coronae''-k, melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek.
az [[arachnoid]]ok, melyek pókhálóhoz hasonlító, sugárirányú és koncentrikus repedések és a coronae-k melyek általában medencék által körülvett gyűrű alakú repedések. Mindezek a felszíni formák vulkanikus eredetűek.
 
Szinte minden felszíni formát a Vénuszon történelmi vagy mitológiai [[nő]]krőlnőkről neveztek el.<ref>Batson R.M., Russell J.F.: ''Naming the Newly Found Landforms on Venus,'' 1991, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65</ref> A kevés kivétel közé tartozik a Maxwell Montes, amely [[James Clerk Maxwell]] nevét viseli, és két fennsík, az [[Alfa-régió]] és a [[Béta-régió]]. Ezeket még azelőtt elnevezték, hogy a jelenlegi névadási rendszertrendszeren a [[Nemzetközi Csillagászati Unió]], a bolygók nomenklatúrájának kialakításával foglalkozó szervezet elkezdett volna ezen dolgozni.<ref>Young C.: ''[http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html The Magellan Venus Explorer's Guide],'' 1990. augusztus, JPL Publication 90-24, California: Jet Propulsion Laboratory</ref>
 
A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a [[kezdő hosszúsági kör]]t használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a radarral[[radar]]ral megvilágítottfeltérképezett <!-- radarral mióta világítanak? -->területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.<ref>{{cite journal | last=Davies | first= M.E ''et al.'' | title=Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites | journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy | doi=10.1007/BF00693410 | volume=63| year=1994 | issue 2= | pages=127 }}</ref><ref>{{cite web |title = Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio | publisher = Jet Propulsion Laboratory |url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00481 |accessdate = 2007-12-27 }}</ref>
 
A Vénuszon megtalálható fizikai jelenségek helyszínének megállapításához azt a [[kezdő hosszúsági kör]]t használják, mely definíció szerint az Éva nevű ovális képződménynek a radarral megvilágított <!-- radarral mióta világítanak? -->területén áthaladó hosszúsági főkör. Ez az Alfa-régiótól délre fekszik.<ref>{{cite journal | last=Davies | first= M.E ''et al.'' | title=Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites | journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy | doi=10.1007/BF00693410 | volume=63| year=1994 | issue 2= | pages=127 }}</ref><ref>{{cite web |title = Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio | publisher = Jet Propulsion Laboratory |url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00481 |accessdate = 2007-12-27 }}</ref>
=== A felszín geológiája ===
[[Fájl:Venussmall.jpg|bélyegkép|300px|jobbra|A Vénusz domborzati térképe]]
 
A Vénusz felszínének nagy részét vulkáni tevékenységek sora formálta. A Vénuszon többször annyi vulkán van, mint a Földön, köztük 167 óriásvulkán, melyeknek átmérője a 100&nbsp;km-t is meghaladja. Az egyetlen hasonló méretű földi vulkáni komplexum a [[Hawaii]] Nagy Sziget.<ref name="Frankel">{{cite book | first=Charles | last=Frankel| year=1996 | title=Volcanoes of the Solar System | publisher=Cambridge University Press| ISBN=0521477700 }}</ref> Ez nem azért van, mert a Vénuszon erősebb az aktivitás, hanem mert a kéreg sokkal idősebb. A Föld kérge állandóan átalakul [[szubdukció]]val a [[lemeztektonika|tektonikai lemezek]] határainál, átlagos életkora 100&nbsp;millió év, míg a Vénusz felszínének korát 500&nbsp;millió évre becsülik.<ref name="Frankel" />
 
Több jel is arra mutat, hogy a Vénuszon jelenleg is folyik vulkáni aktivitás. A szovjet [[Venyera-program]] keretében kiküldött [[Venyera–11]] és [[Venyera–12]] űrszondák állandó [[villám]]lásokat észleltek, a Venyera–12 leszállás után egy erős [[mennydörgés|dörgést]] is regisztrált. Az Európai Űrügynökség [[Venus Express]]e nagy mennyiségben rögzített az atmoszféra magasabb rétegeiben lejátszódó villámlást[[villám]]lást.<ref name="Venus Express">{{cite web |url=http://www.cnn.com/2007/TECH/space/11/28/venus.lightning.ap/index.html |title=Venus also zapped by lightning |publisher=CNN |date=November 29, 2007 |accessdate=2007-11-29}}</ref> A Földön ilyen jelenségek [[eső|zivatarok]] során jönnek létre. ADe a Vénuszon nincsenek zivatarok (bár a felsőbb légrétegekben lehet megfigyelni [[kénsav]]esőt, de ez 25&nbsp;km magasságban elpárolog), ezért a villámlást valószínűleg vulkánkitörésekből származó [[vulkáni hamu]] hozza létre. Egy másik érdekes bizonyíték a vulkáni aktivitásra az atmoszféra [[kén-dioxid]] koncentrációjának méréséből származik, amely szerint ez [[1978]] és [[1986]] között egy nagyságrenddel csökkent. Ebből arra lehet következtetni, hogy a kén-dioxid szintet korábban egy hatalmas vulkánkitörés emelte meg.<ref>Glaze L.S.: ''Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus,'' 1999, Journal of Geophysical Research, v. 104, p. 18899-18906</ref>
 
[[Fájl:Mgn p39146.png|jobbra|bélyegkép|250px|Becsapódási kráterek a Vénusz felszínén]]
146. sor:
[[Fájl:Venuspioneeruv.jpg|thumb|right|220px|A Vénusz légkörének belső szerkezete egy közeli fényképen, amit [[Ultraibolya sugárzás|UV]]-megfigyeléssel készítettek]]
 
A Vénusz [[légkör]]e igen sűrű, melynek nagy része [[szén-dioxid]], kisebb része [[nitrogén]]. A légkör tömege a földinek 93-szorosa, míg az itt mért nyomás a földinek mintegy 92-szerese. Ez a nyomás a Földön az [[óceán]]okban 1&nbsp;km mélységben mérhető. A felszínen mért levegősűrűség 65&nbsp;kg/m³ (a víz sűrűségének 6,5%-a.). A légkör hatalmas CO<sub>2</sub>-tartalma és a vékony [[kén-dioxid]]felhők miatt itt a Naprendszerben itt a legnagyobb az [[üvegházhatás]], s ennek hatásakéntkövetkezményeként a felszíni hőmérséklet 460&nbsp;°C fölött van.<ref>{{cite web |url=http://filer.case.edu/sjr16/advanced/venus.html |title=Venus |publisher=Case Western Reserve University |date=September 14, 2006 |accessdate=2007-07-16}}</ref> Így a Vénusz felszínén mért hőmérséklet magasabb, mint a [[Merkúr]] felszínén, mert itt a minimum-hőmérséklet -220&nbsp;°C, a maximum pedig 420&nbsp;°C, bár a Vénusz majdnem kétszer olyan messze van a Naptól, mint a Merkúr, s a felszínét csak negyedannyi napfény éri, mint a Merkúrét. Mivel a bolygón lényegében nincs semmilyen nedvesség, a levegőnek nincs páratartalma. (A meglévő pára mértéke kevesebb mint 1%). Ezek miatt a [[hőindex]] 450&nbsp;°C és 480&nbsp;°C között van. A [[Venus Express]] űrszonda 2011-ben vékony [[ózon]]réteget fedezett fel a Vénusz légkörében, mintegy 100&nbsp;km-es magasságban. Az ózon sűrűsége a földi ózonréteg ezredrésze lehet, vastagsága 5-10&nbsp;km.<ref>[http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49412 ESA: Tenuous ozone layer discovered in Venus' atmosphere] (2011-10-06)</ref>
 
Tanulmányok arra utalnak, hogy több milliárd évvel ezelőtt a Vénusz légköre sokkal jobban hasonlított a Földére, mint ma, s talán még egy időben a víz is megmaradt a felszínenfelszínén, de ennek az eredeti vízmennyiségnek az elpárolgása egy egyre inkább gyorsuló, önmagát gerjesztő üvegházhatást indított el, s ennek következtében kritikus mértékben megemelkedett a légkörben meglévő üvegházhatású gázok aránya.<ref>
{{cite journal
| title = Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus
158. sor:
| year = 1988
| doi = 10.1016/0019-1035(88)90116-9
}}</ref> A hőtehetetlenség és az alacsonyabb légrétegekből a magasabbakba vándorló meleg miatt nincs nagy különbség a Vénusz éjszakai és nappali oldala között. Mindez a bolygó igen lassú forgása ellenére is igaz. A felszíni szelek lassúak, sebességük csupán néhány kilométer óránként, de a Vénusz légkörének felszíni sűrűsége miatt ehhez is jelentős erő szükséges, sa szél port és kisebb köveket is szállít magával. Ez magában is akkora gondot jelentene az embernek a hő okozta probléma nélkül is, hogy nem tudna sétálni a bolygó felszínén.<ref>
{{cite journal
| title = Dust on the surface of Venus
186. sor:
|pages = 1352–1359
|year = 2006
|doi = 10.1016/j.pss.2006.04.019 }}</ref> Ezek a felhők a rájuk érkező napfény 60%-át visszaverik az űrbe[[űr]]be, ami megakadályozza, hogy a Vénusz felszínét a látható fénytartományban megfigyeljékmegfigyeljük. Az állandó felhőtakaró következtében, annak ellenére, hogy a Vénusz közelebb van a Naphoz, mint a Föld, a felszíne rosszul megvilágított. A szén-dioxid okozta üvegházhatás nélkül a Vénusz hőmérséklete a Földéhez hasonlítana. A felhők fölött 4-5 földi nap alatt erős, 300&nbsp;km/h-s szél járja körbe a bolygót.<ref>{{cite journal
| title = Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images
|author = Rossow W.B., del Genio A.D., Eichler T.
203. sor:
A [[Pioneer Venus Orbiter]] ([[1980]]) adatai alapján a Vénusz [[mágneses tér|mágneses tere]] sokkalta gyengébb és kisebb, mint a Földé, s ez is inkább az [[ionoszféra]] és a [[napszél]] kölcsönhatásának tudható be, mintsem a [[dinamó-effektus]] következményének.<ref>Kivelson G. M., Russell, C. T.: ''Introduction to Space Physics,'' Cambridge University Press, 1995</ref> Megjegyzendő, hogy a [[Föld]] mágneses tere nagy valószínűséggel ez utóbbiból származik. A Vénusz magnetoszférája túl gyenge ahhoz, hogy megvédje az atmoszférát a [[kozmikus sugárzás]]tól, illetve a [[napszél-erózió]]tól.
 
A Vénusz belső mágneses terének hiánya a várakozásoknak igencsak ellentmondott, hiszen mérete a Földéhez hasonló. A dinamó-effektus kialakulásához három dolog szükséges: egy elektromosan vezető folyadék, forgás és [[konvekció]]. A mag elektromosan vezető lehet, a forgás nagyon lassú, de a szimulációk szerint ez is elég lenne dinamó keletkezéséhez.<ref>Luhmann J. G., Russell C. T.: ''[http://www-spc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/venus_mag/ Venus: Magnetic Field and Magnetosphere],'' Encyclopedia of Planetary Sciences, ed. J. H. Shirley and R. W. Fainbridge, 905-907, Chapman and Hall, New York, 1997</ref><ref>Stevenson, D. J.: ''[http://dx.doi.org/10.1016/S0012-821X(02)01126-3 Planetary magnetic fields],'' 2003, Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11.</ref> Ezek szerint a dinamó a konvekció hiánya miatt nem létezik. A Földön a konvekció a mag külső folyékony rétegében jelenik meg a felső és az alsó rétegek közötti hőmérsékletkülönbség miatt. Mivel a Vénusznak nincs lemeztektonikája, amely elvezetné a hőt, a mag folyékony rétegei ugyanolyan hőmérsékletűek, vagy a mag mostanra már teljesen megszilárdult.
 
Mindemellett a Vénuszon óriási lávaömlések is láthatók, ezért a lehűlt mag elmélete nem valószínű. A feláramlások nem tudják áttörni a vastag kérget, de folytonosan gyengítik azt. Az alulról megolvadt kéregdarabok időnként beszakadnak a köpenyanyagba, és ekkor óriási felületeket épít újra a frissen felszínre jutó magmaanyag.
 
== MegfigyelésMegfigyelése ==
[[Fájl:Sunset at Grain Elevator 012 Cropped more.jpg|jobbra|bélyegkép|250px|A Vénusz a növekvő Hold mellett]]
 
217. sor:
 
Mivel közelebb kering a Nap körül, mint a Föld, a Vénusz hasonló fázisokat mutat, mint a [[Hold]]. Pályája a Föld pályájához képest néhány fokkal eltér, ezért általában nem halad át a Nap korongja előtt. Mégis sor kerül 120 évenként egy páros [[Bolygóátvonulás#Vénusz-átvonulás|Vénusz-átvonulásra]] – a párban lévő két átvonulás között csak 8 évvel –, amikor a bolygó Nappal való alsó együttállása a Föld pályasíkjába esik. A legutóbbi átvonulás [[2004]]. [[június 8.|június 8-án]] és 2012. június 6-án volt. A történelmi átvonulások fontosak voltak, mert lehetővé tették a csillagászoknak, hogy pontosan meghatározzák a [[csillagászati egység]]et és ennélfogva a Naprendszer méretét.
[[Fájl:Vénusz -Jupiter-Hold együttállás 2012.02.25 -19.44.JPG|thumb|Vénusz-Jupiter-Hold együttállás 2012 -ben]]
 
[[Fájl:Vénusz -Jupiter-Hold együttállás 2012.02.25 -19.44.JPG|thumb|Vénusz-Jupiter-Hold együttállás 2012 -ben]]
== Kutatás ==
=== Babiloni táblák ===
A babioni agyag táblákon csillagász észlelés, átlagolás, következtetés rögzült. A Venus láthatóság jelei (omen) 59 azonosított Assur-bán-apli ninivei könyvtárából. <ref> [[Komoróczy Géza]] 17. o. British Museum K.160 George Smith, in III Rawl. 63 (1870) </ref> A 10. jel Ammi-szaduqa táblán omen-szöveg gyüjtemény része. A láthatóság az előjel (első vagy utolsó; keleten vagy nyugaton) jóslat a következmény. (#1)11. hó (Sabátu) 15-én Vénusz (Ninszianna) nyugaton eltűnt, 3 napig nincs, 18-án keleten látszik: Megnyílnak a források - eső; áradás; béke. (#11)3. hó (Szimánu) 11-én Vénusz (Ninszianna) nyugaton eltűnt, 9 hónap (és) 4 napig nincs, 12. hó (addaru) 15-én keleten látszik: hadüzenet. A nemlátszás (Nap mögött) Föld-közelben 9 vagy 20 nap; távolban 55-75 nap. A láthatóság mintegy 8-8 hónap. A tábla csillagászati ideje i.e. 2. évezred Ammi-szaduqa király 8. éve. Bartel L. van der Waerden „megtisztított” adatai alapján a periódusok táblázatba állnak. <ref> [[Komoróczy Géza]] 20. o. </ref> A Vénusz szinódikus periódusa (visszatérése) 5 (szoláris/nap) év. A babiloni hold évben 8. év, 4 nappal korábban. A Hold változása nyomán ismerték fel a Vénusz (Ninszianna) kettősségét. Tudták, mindkettő bolygó (kódorbika). <ref> [[Komoróczy Géza]] 23. o. </ref>
 
== Kutatás ==
=== Korai vizsgálatok ===
[[Fájl:Phases-of-Venus.svg|jobbra|bélyegkép|250px|A Vénusz fázisai]]
235 ⟶ 233 sor:
Az [[1900-as évek]] spektroszkópiai vizsgálatai szolgáltattak először bizonyítékot a Vénusz forgására. [[Vesto Slipher]] megpróbálta mérni a Vénuszról érkező fény [[Doppler-eltolódás]]át, de nem észlelt forgást. Szerinte a bolygónak sokkal hosszabb a forgási periódusa, mint azt korábban gondolták.<ref>Slipher V.M.: ''A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus,'' 1903, Astronomische Nachrichten, v. 163, p.35</ref> Az [[1950-es évek]]ben végzett megfigyelések kimutatták, hogy a forgás [[retrográd]] (vagyis a Föld forgásával ellentétes irányú). A Vénuszt először az [[1960-as évek]]ben vizsgálták [[radar]]ral. A forgási periódusra akkor kapott értékek hasonlóak voltak, mint a ma elfogadott értékek.<ref>Goldstein R.M., Carpenter R.L.: ''Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements,'' 1963, Science, v. 139, p. 910-911</ref>
 
Az [[1970-es évek]] radarvizsgálatai derítettek fel először felszíni részleteket. Rádióimpulzusokat küldtek a bolygó felé az [[Arecibo Obszervatórium]] 300 méteres [[rádióteleszkóp]]jával. A visszaverődő hullámok két nagyobb visszaverő területet jeleztek, melyeket [[Alpha Regio|Alpha]] és [[Beta Regio|Beta]] régiónak neveztékneveztek el. Egy másik fényes terület volt a [[Maxwell Montes]].<ref>Campbell D.B., Dyce R.B., Pettengill G.H.: ''New radar image of Venus,'' 1976, Science, v. 193, p. 1123</ref> Jelenleg csak ezeknek az alakzatoknak nincs női nevük a Vénuszon. A Földről készített legjobb radarképek felbontása 5&nbsp;km-nél gyengébb. Részletes vizsgálatot csak az űrből lehet végezni.
 
=== Űrszondák ===
 
{|{{széptáblázat}}
|-
! Műhold neve !! Megérkezés !! Küldetés típusa !! Távolság (km) !! Sorsa
|-
| [[venyera–1]] {{fj|SSP|0}} || 1961. május 19~-20. || [[flyby|közelrepülés]] || align=right|100 000 || [[Heliocentrikus pálya|Nap körüli]] pályára állt.
|-
| [[Mariner–2]] {{fj|NASA|0}} || 1962. december 14. || [[flyby|közelrepülés]] || align=right|35 000 || [[Heliocentrikus pálya|Nap körüli]] pályára állt.
271 ⟶ 268 sor:
| [[Venyera–10]] {{fj|SSP|0}} || 1975. október 25. || keringő egység + leszállóegység || align=right| - || A leszállóegység 65 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről. Kb 2200&nbsp;km-re ért "Vénuszt" a Venyera 9-től
|-
| [[Pioneer Venus Orbiter]] {{fj|NASA|0}}<br />vagy Pioneer Venus 1 || 1978. december 4. || keringő egység || align=right| - || A keringő egység elégett a planéta légkörében, nemsokkalnem sokkal azután, hogy kifogyott az üzemanyaga
|-
| [[Pioneer Venus Multiprobe]] {{fj|NASA|0}}<br />vagy Pioneer Venus 2 || 1978. december 9. || atmoszferikus szonda ''(4 db)'' || align=right| - || Négy különálló szondát juttattak a bolygó légkörébe, közülük egy ''(bár nem arra tervezték, mégis)'' túlélte a becsapódást, és még egy órán keresztül működött a felszínen.
|-
| [[Venyera–12]] {{fj|SSP|0}} || 1978. december 21. || közelrepülés + leszállóegység || align=right| 35 000 || A leszállóegység 110 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
283 ⟶ 280 sor:
| [[Venyera–14]] {{fj|SSP|0}} || 1982. március 5. || közelrepülés + leszállóegység || align=right| 35 000 || A leszállóegység 57 percig sugárzott mérési adatokat a Vénusz felszínéről.
|-
| [[Venyera–15]] {{fj|SSP|0}} || 1983. október 10. || keringő egység || align=right| 1 000 || Egy radarRadar segítségével feltérképezték a Vénusz felszínét. 1984. július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 16-tal.
|-
| [[Venyera–16]] {{fj|SSP|0}} || 1983. október 14. || keringő egység || align=right| 1 000 || 1984 július 10-én befejezte közös küldetését a Venyera 15-tel.
295 ⟶ 292 sor:
| [[Magellan űrszonda|Magellan]] {{fj|NASA|0}} || 1990. augusztus 10. || keringő egység || align=right| - || 1994. október 13-án elégett a Vénusz légkörében.
|-
| [[Cassini–Huygens]] {{fj|NASA|0}} {{fj|ESA|0}} || 1998. április 26. || közelrepülés || align=right| 284 || Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 1999. június 24-én ''(akkor 600 km-re közelítve meg a bolygót)'', majd folytatjafolytatta útját a [[Szaturnusz]]hoz.
|-
| [[MESSENGER]] {{fj|NASA|0}} || 2006. október 24. || közelrepülés || align=right| 2384 || Még egyszer visszatért a Vénuszhoz 2007. június 5-én ''(akkor 338 km-re közelítve meg a bolygót)'', majd folytatjafolytatta útját a Merkúrhoz.
|-
| [[Venus Express]] {{fj|ESA|0}} || 2006. április 11. || keringő egység || align=right| - || Jelenleg is kering a Vénusz körül, küldetésétKüldetését háromszor is meghosszabbították, a tervek szerint 2014. december 31-ig pályán marad.
|-
| [[Akacuki]] {{fj|JAXA|0}} || 2010. december 7. || keringő egység || align=right| - || Nem sikerült pályára állnia
|}
 
Az első űrszonda a Vénuszhoz az [[1961]]. [[február 12.|február 12-én]] indított [[Venyera–1]] volt, a szovjet [[Venyera-program]] első űrszondája. A Venyera–1 közvetlen becsapódási pályára állt, de a kapcsolat a repülés hetedik napján megszakadt, 2 millió km-re a Földtől. Becslések szerint 100&nbsp;000&nbsp;km-re repült el a Vénusz mellett május közepén.
 
Az [[Amerikai Egyesült Államok|Egyesült Államok]] vénuszkutatási programja is rosszul kezdődött a [[Mariner–1]] elvesztésével. A [[Mariner–2]] sikeresebb volt, 109 napos átmeneti pálya után [[1962]]. [[december 14.|december 14-én]] elsőként közelítette meg a Vénuszt, 34&nbsp;833&nbsp;km-re. [[Mikrohullám]]ú és [[infravörös]] radiométerei kiderítették, hogy felszín nagyon forró, legalább 425&nbsp;°C.
 
A [[Venyera–3]] szonda [[1966]]. [[március 1.|március 1-jén]] becsapódott a Vénuszba. Ez volt az első ember alkotta első tárgy, amely elérte egy idegen bolygó légkörét és felszínét, azonban a meghibásodott kommunikációs rendszer miatt nem érkeztek adatok. A következő megközelítést [[1967]]. [[október 18.|október 18-án]] a [[Venyera–4]] végezte, amely [[Belépés a légkörbe|leereszkedett a légkörbe]] és méréseket végzett. A mérések szerint a felszín hőmérséklete 500&nbsp;°C, a légkör 90–95%-a szén-dioxid. Az atmoszféra sokkal sűrűbb volt, mint azt a Venyera–4 tervezői gondolták, és a lassúbb ereszkedés miatt az [[akkumulátor]]ok még azelőtt kimerültek, hogy a szonda elérte volna a felszínt.
 
Egy másik űrszonda a [[Mariner–5]] volt, amely kevesebb mint 4000&nbsp;km-re közelítette meg a bolygót [[1967]]. [[október 19.|október 19-én]]. A Mariner–5 eredetileg a [[Mariner–4]] Mars-szonda tartaléka volt, de az utóbbi sikere miatt átalakították, és a Vénuszhoz küldték. A Venyera–4 és a Mariner–5 adatait nemzetközi együttműködés keretében egy szovjet–amerikai kutatócsoport vizsgálta meg a következő év folyamán.
317 ⟶ 315 sor:
[[Fájl:Pioneer Venus orbiter.jpg|jobbra|bélyegkép|250px|Pioneer Venus Orbiter]]
 
Az amerikai [[Pioneer Venus-program]] két különálló küldetésből állt.<ref>Colin L, Hall C: ''[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1977SSRv…20..283C&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf The Pioneer Venus Program],'' 1977, Space Science Reviews 20.</ref> A [[Pioneer Venus Orbiter]] [[1978]]. [[december 4.|december 4-én]] állt pályára a Vénusz körül, 13 éven keresztül tanulmányozta a légkört, és térképezte a felszínt egy [[radar]]ral. A [[Pioneer Venus Multiprobe]] összesen öt szondát engedett le a légkörbe [[1978]]. [[december 9.|december 9-én]], amelyek adatokat gyűjtöttek a légkör összetételéről és a szélsebességről.
 
A következő négy évben további négy Venyera küldetést hajtottak végre. A [[Venyera–11]] és [[Venyera–12]] elektromos viharokat észlelt, a [[Venyera–13]] és [[Venyera–14]] színes képeket készített a felszínen. A Venyera-program [[1983]]-ban fejeződött be a [[Venyera–15]] és [[Venyera–16]] radartérképező repülésével.
325 ⟶ 323 sor:
[[Fájl:Venus2 mag big.png|balra|bélyegkép|250px|Magellan űrszonda topográfiai térképe a Vénuszról]]
 
[[1989]]. [[május 4.|május 4-én]] indították az amerikai [[Magellan űrszonda|Magellan]] űrszondát a Vénusz radarral történő teljes feltérképezésére. A 4-5 éves küldetésen készített nagy felbontású radarképek minden korábbit felülmúltak, és a más bolygókról készített optikai képekkel voltak összehasonlíthatók. A Magellan a felszín 98%-át térképezte fel, majd [[1994]]-ben [[belépés a légkörbe|belépett a légkörbe]] és megsemmisült. A Vénuszt közelrepülések során megfigyelte a [[Galileo űrszonda|Galileo]] és a [[Cassini űrszonda]] is, de ezután közel egy évtizedig nem küldtek űrszondát kifejezetten a Vénusz vizsgálatára.
 
[[Fájl:Venus Express in orbit.jpg|jobbra|bélyegkép|250px|A Venus Express a Vénusz mellett]]
 
[[2005]]. [[november 9.|november 9-én]] indult és [[2006]]. [[április 11.|április 11-én]] állt poláris pályára a Vénusz körül az európai [[Venus Express]] űrszonda. Részletesen tanulmányozza a légkört, a felhőket, feltérképezifeltérképezte a bolygó plazmakörnyezetét[[plazma]]környezetét és a felszíni tulajdonságokat. A küldetés legalább 500 napig tarttartott, két vénuszi éven keresztül.<ref>''[http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=64 Venus Express],'' ESA honlap</ref> Tervezés alatt van az orosz [[Venyera-D]] űrszonda.
 
[[2010]]. [[május 18.|május 18]]-án indult küldetésére [[Japán]] Vénusz-szondája, az [[Akacuki]], Tanegashima szigetéről.<ref>{{cite web|url=http://www.hirado.hu/Hirek/2010/03/16/14/Kilovesre_keszulodik_a_japan_Venusz_szonda.aspx|title=Kilövésre készülődik a japán Vénusz-szonda|accessdate=2010-03-22}}</ref> A szonda feladata elsődlegesen kideríteni, hogy a Vénusz atmoszférája hogyan képes hatvanszor gyorsabb szuperkeringésre, mint a Föld, valamint, hogy ténylegesen vízóceánokkal rendelkezett-e, mint ahogy azt a megelőző kutatások feltételezik. Hajtóműhiba miatt nem sikerült pályára állniállnia a bolygó körül.
 
== Magyar vonatkozások ==
A Vénuszon több magyar vonatkozású elnevezés található.<ref>http://esztergom.mcse.hu/files/old/magyar/venusztabla.html</ref>
Konkrét személyek közül [[Jászai Mari]] színésznő, [[Klafsky Katalin]] operaénekes, és báró [[Emma Orczy|Orczy Emma]] regényíró nevét viseli kráter. A mitologikus jellegű nevek közül a legismertebb a [[Szélanya]].
 
== Forrás ==
* [[Komoróczy Géza]]: Bezárkózás a nemzeti hagyományba 1992. Századvég {{ISBN|963 7911 32 4}}
 
== Jegyzetek ==
A lap eredeti címe: „https://hu.wikipedia.org/wiki/Vénusz