Venuša

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
(Presmerované z Venuša (planéta))
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Symbol rozcestia O iných významoch výrazu Venuša pozri Venuša (rozlišovacia stránka).
Venuša
Venuspioneeruv.jpg

Ultrafialový obrázok mrakov Venuše ako ho videla
sonda Pioneer Venus Orbiter (26. februára 1979)
Vo viditeľnom svetle má Venuša iba nevýrazné rysy.

Orbitálne (obehové) vlastnosti
(v epoche J2000.0)
Veľká polos 108 208 926 km
0,723 331 99 AU
Obvod orbity 0,680 Tm
4,545 AU
Excentricita (Výstrednosť) 0,006 773 23
Perihélium 107 476 002 km
0,718 432 70 AU
Afélium 108 941 849 km
0,728 231 28 AU
Perióda (obežná doba) 224,700 96 d
(0,615 197 7 a)
Synodická perióda 583,92 d
Priemerná
obežná rýchlosť
35,020 km/s
Max. obežná rýchlosť 35,259 km/s
Min. obežná rýchlosť 34,784 km/s
Uhol sklonu dráhy
k ekliptike
k slnečnému rovníku

3,394 71°
3.86°
Dĺžka
výstupného uzla
76,680 69°
Argument perihélia 54,852 29°
Počet
satelitov
0
Fyzikálne vlastnosti
Rovníkový priemer 12 103,7 km
(0,949 Zemí)
Plocha povrchu 4,60×108 km2
(0,902 Zemí)
Objem 9,28×1011 km3
(0,857 Zemí)
Hmotnosť 4,8685×1024 kg
(0,815 Zemí)
Priemerná hustota 5,204 g/cm3
Gravitácia na rovníku 8,87 m/s2
(0,904 G)
Úniková rýchlosť 10,36 km/s
Perióda rotácie 243,0185 d
Rýchlosť rotácie 6,52 km/h (na rovníku)
Odklon osi rotácie 2,64°
Rektascenzia
severného pólu
272,76°
(18 h 11 min 2 s)
Deklinácia 67,16°
Albedo 0,76
Povrchová* teplota
min* priemer max
228 K 737 K 773 K
(*minimálna teplota sa vzťahuje iba na vrcholky mrakov)
Atmosférické vlastnosti
Atmosférický tlak 9321,9 kPa
Oxid uhličitý ~96,5 %
Dusík ~3,5 %
Oxid siričitý 0,015 %
Argón 0,007 %
Vodná para 0,002 %
Oxid uhoľnatý 0,0017 %
Hélium 0,0012 %
Neón 0,0007 %
Oxidosulfid uhličitý

Chlorovodík
Fluorovodík

stopové množstvo
Venuša v reálnych farbách – záber zo sondy Mariner 10

Venuša je druhá planéta slnečnej sústavy (v poradí od Slnka), po Slnku a po Mesiaci najjasnejší objekt viditeľný zo Zeme.

Pomenovaná je po starorímskej bohyni lásky. Jej obežná dráha sa nachádza vo vnútri dráhy Zeme, to znamená, že nikdy sa na oblohe nevzdiali ďaleko od Slnka. Maximálna uhlová vzdialenosť Venuše od Slnka môže byť až 48°. So Slnkom a Mesiacom patrí medzi jediné tri nebeské telesá, ktorých svetlo vrhá na Zem tiene viditeľné voľným okom. Je pomenovaná po rímskej bohyni Venuši. Je to terestriálna planéta, čo do veľkosti a skladby veľmi podobná Zemi; niekedy ju preto nazývame „sesterskou planétou“ Zeme. Aj keď orbity všetkých ostatných planét sú elipsovité, orbita Venuše je jediná takmer kružnica, so stredom Slnka iba o 0,7 % mimo skutočný stred Venušinej obežnej dráhy. Planéta je obklopená veľmi hustou atmosférou, ktorá na jej povrchu udržuje najvyššie teploty spomedzi všetkých planét v slnečnej sústave.

Pretože je Venuša k Slnku bližšie ako Zem, nájdeme ju na oblohe takmer vždy blízko pri Slnku, takže ju je možné zo Zeme vidieť iba ráno pred východom Slnka alebo večer po západe Slnka. Preto je niekedy označovaná ako „Zornička“ alebo „Večernica“, a keď sa objaví, ide o zďaleka najsilnejší bodový zdroj svetla na oblohe. Výnimočne možno Venušu voľným okom uvidieť aj vo dne.

Venuša bola známa už starým Babylončanom okolo 1600 pred Kr. a pravdepodobne bola známa dlho predtým v prehistorických dobách vďaka svojej jasnej viditeľnosti. Jej symbolom je štylizované znázornenie bohyne Venuša držiaca zrkadlo: kruh s malým krížom pod ním (Venus symbol.svgUnicode: 2640). Tento symbol sa používa v biológii na označenie jedincov ženského pohlavia.

Iné názvy[upraviť | upraviť zdroj]

  • Večernica (možno ju pozorovať asi tri hodiny po západe Slnka)
  • Zornička (za jasného počasia ju možno vidieť tri hodiny pred východom Slnka).
  • Ďalšie mená Venuše boli Hesperos, Phosphorus, Afrodita, Astarta, Ištar.

V minulosti sa pre svoju jasnosť osvedčovala aj ako orientačný bod na oblohe (často ju využívali napr. moreplavci).

Dráha a rotácia[upraviť | upraviť zdroj]

Venuša obieha okolo Slnka po dráhe s excentricitou len 0,006 773 rýchlosťou 35 km/s. Jej dráha je najmenej eliptická zo všetkých planét Slnečnej sústavy a približuje sa ku kružnici. Najväčšia možná vzdialenosť Venuše od Zeme je 259 miliónov km, najmenšia 40 miliónov km. Nijaká planéta sa nemôže k Zemi priblížiť na menšiu vzdialenosť, ako práve Venuša. Štyrikrát za 243 rokov prechádza Venuša medzi Zemou a Slnkom tak, že všetky tri telesá sú presne v jednej rovine. Vtedy vidieť Venušu prechádzať cez slnečný kotúč. Prvým človekom, kto prišiel na to, že Venuša sa môže dostať medzi Zem a Slnko, bol Johannes Kepler. Svoje výpočty si ale nestihol overiť, pretože zomrel rok pred týmto úkazom – v roku 1630. Doteraz posledný prechod Venuše cez Slnko bol 6. júna 2012. Nasledujúci bude v roku 2117.

Zvláštnosťou Venuše je jej nezvyčajný (opačný) smer otáčania sa okolo vlastnej osi vzhľadom na ostatné planéty okrem Uránu. Príčina spätného smeru otáčania dodnes nie je uspokojivo vysvetlená. Venuša je zároveň najpomalšie rotujúcou planétou v slnečnej sústave. Malá rýchlosť rotácie je pravdepodobne následok slapového pôsobenia jej veľmi hmotnej atmosféry. Dĺžka jej hviezdneho (siderického) dňa je 243 pozemských dní. Venušiansky deň je teda dlhší ako jej rok. Od východu po východ slnka však uplynie kratšia doba, okolo 117 pozemských dní, čo je spôsobené jej obehom okolo Slnka v protismere rotácie. Slnko vychádza z pozemského hľadiska na západe a zapadá na východe. Pri pohľade zo Zeme Venuša prechádza postupne všetkými fázami od novu až po spln a späť do novu. Jej fázy bežný človek vidí iba ďalekohľadom. Objavil ich Galileo Galilei.

Okrem neobvyklého spätného pohybu je navyše rotácia Venuše na jej obežnej dráhe synchronizovaná tak, že v dobe najbližšieho priblíženia k Zemi (medzi dvoma dolnými konjunkciami ubehne 5,001 Venušinho dňa) sa k nej natáča vždy rovnakou stranou. Táto vlastnosť môže byť zapríčinená slapovými silami, ktoré ovplyvňujú Venušinu rotáciu, kedykoľvek sa planéty dostanú dosť blízko k sebe, alebo môže ísť iba o zhodu okolností.

Vznik a vývoj[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Vznik a vývoj slnečnej sústavy

Predpokladá sa, že Venuša vznikla podobným spôsobom ako všetky ostatné terestriálne planéty z protoplanetárneho disku, ktorý obiehal okolo vznikajúceho Slnka, približne pred 4,5 miliardami rokov. Teplota prorotplanetárneho disku v blízkosti praslnka bola vysoká, planéty blízko k Slnku sú tvorené ťažšími prvkami ako vzdialenejšie, čo platí aj v prípade Venuše. Planéta vznikla postupným pomalým nabaľovaním mikroskopických častíc z protoplanetárneho disku, ktoré sa zhlukovali do väčších celkov. Tieto zhluky svojou gravitáciou priťahovali ďalšie častice a zahusťovali sa. Postupne vznikli telesá s priemerom niekoľko kilometrov – planetezimály, ktorých zrážkami za rádovo desaťtisíc rokov vzniklo postupným zliepaním obrovské množstvo telies s rozmermi 500 až 1 000 km – protoplanéty. Zrážkami protoplanét sa utvorili planéty. Poslednou fázou vzniku slnečnej sústavy bolo tzv. intenzívne bombardovanie medziplanetárnou hmotou, ktoré dlho znemožňovalo, aby sa na Venuši utvorila pevná kôra.[1]

Na základe počítačových modelov venušskej klímy a atmosféry, ktoré vypracoval tím Jamesa F. Kastinga z NASA Ames Research Center bola Venuša pred 4 miliardami rokov chladnejšia ako dnes. Dôvodom bol nižší žiarivý výkon Slnka v porovnaní so súčasnosťou a tenšia atmosféra planéty s menšími množstvami oxidu uhličitého. Podľa tohto modelu sa v tých časoch mohla na Venuši nachádzať voda v kvapalnom skupenstve. Dôkazom prítomnosti hydrosféry v dávnej minulosti je vysoký obsah deutéria. Chemické zvetrávanie a dažde však uvoľňovali do atmosféry čoraz väčšie množstvá oxidu uhličitého. Ten spolu so stúpajúcou aktivitou Slnka vytvorili superskleníkový efekt, kvôli ktorému sa oceány vyparili a postupne unikli do medziplanetárneho priestoru.[2]

Magnetosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Na rozdiel od Zeme magnetické pole Venuše nie je indukované v jadre planéty, ale v atmosfére pri interakcii ionosféry s časticami slnečného vetra. Nie je celkom známe, prečo na Venuši neexistuje dvojpólové pole generované jadrom. Keďže sa predpokladá, že podmienky formovania Zeme a Venuše boli podobné, Venuša by mala mať, podobne ako Zem, kovové jadro, v ktorom by malo dochádzať k tzv. termochemickej konvekcii a tým aj ku generovaniu magnetického poľa. Existujú dve základné teórie, ktoré neprítomnosť poľa indukovaného jadrom vysvetľujú. Prvá hovorí, že počiatočné teplo pri formovaní spoločne s teplom vznikajúcom pri rádioaktívnom rozpade nestačili na to, aby sa jadro udržalo v tekutom stave. Tým pádom by bola teplota jadra príliš nízka na termálnu konvekciu, podobne ako v prípade Marsu. Druhá teória vysvetľuje neprítomnosť vnútorne budenej magnetosféry Venuše malým tepelným tokom z jadra. Neprítomnosť magnetického poľa vytváraného jadrom má za následok fakt, že Venuša nie je tak dobre chránená proti časticiam slnečného vetra ako Zem a môže to byť jedna z príčin, prečo sa tieto dve veľkosťou podobné telesá od seba tak líšia.

Indukovaná magnetosféra vznikajúca pod vplyvom častíc slnečného vetra je sformovaná do dlhého chvosta, ktorý sa tiahne smerom od Slnka do vzdialenosti 8 až 12 polomerov Venuše. Na strane obrátenej k Slnku sa vytvára rázová vlna.

Atmosféra[upraviť | upraviť zdroj]

Atmosféra Venuše v nepravých farbách. Snímku urobila sonda Galileo, keď okolo Venuše v roku 1990 prelietala.

Súčasná predstava o štruktúre atmosféry Venuše sa zakladá na meraniach uskutočnených kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, pozemnými pozorovaniami a teoretickými výpočtami. Venušu obklopuje hustá atmosféra tvorená prevažne oxidom uhličitým, (no aj dusíkom, kyslíkom a vodou) čo vytvára mimoriadne silný skleníkový efekt, ktorý zvyšuje teplotu povrchu na viac ako 400°C, v oblastiach blízko rovníka dokonca až na 500°C. Pri takejto teplote by sa nachádzali v tekutom stave napr. cín, olovo či zinok. Venušin povrch je teda teplejší než Merkúrov, aj keď je vo viac ako dvojnásobnej vzdialenosti od Slnka a prijíma teda iba 25 % slnečného žiarenia (2613,9 W/m² v hornej vrstve atmosféry, ale iba 1071,1 W/m² na povrchu). Vďaka tepelnej zotrvačnosti a prúdeniu v hustej atmosfére sa teplota na dennej a nočnej strane Venuši výrazne nelíšia, aj keď je jej rotácia extrémne pomalá (menej ako 1 otočka počas Venušinho roku; na rovníku rotuje Venušin povrch rýchlosťou iba 6,5 km/h). Vetry v hornej vrstve atmosféry obkrúžia planétu iba za 4 (pozemské) dni a napomáhajú tak rozvodu tepla. Atmosférický tlak na povrchu dosahuje až okolo 9 MPa, čo je 90-krát viac ako na Zemi (je ekvivalentný tlaku na Zemi v hĺbke 1 km pod hladinou oceánu). V atmosfére dochádza aj k elektrickým výbojom, aj keď asi 1 000-krát zriedkavejšie ako v zemskej atmosfére.

Vrcholky mrakov majú teplotu približne −45 °C. Oficiálna priemerná teplota povrchu Venuše, ako ju určila NASA, je 464 °C. Minimálnu teplotu majú práve vrcholky mrakov, teplota na povrchu nikdy neklesá pod 400 °C.

Oblačnosť[upraviť | upraviť zdroj]

Mraky, ktoré sa skladajú predovšetkým z oxidu siričitého a kvapôčok kyseliny sírovej, celkom obklopujú planétu a skrývajú ľudskému oku všetky detaily povrchu. Slnečné žiarenie je kvôli nim na povrchu Venuše veľmi zoslabené, stále asi také, ako pri celkom zamračenej oblohe na Zemi. Hlavná oblačnosť sa nachádza vo výške približne 50 až 70 km nad povrchom. (Na Zemi väčšina oblakov nepresiahne výšku 12 km). Hrubá vrstva mrakov odráža väčšinu slnečného svitu späť do vesmíru. To bráni ďalšiemu zohrievaniu Venušinho povrchu a spôsobuje, že bolometrické albedo dosahuje približne 60 % a albedo vo viditeľnom rozsahu svetla je ešte vyššie. Aj keď je k Slnku bližšie ako Zem, povrch Venuše nie je tak dobre zohrievaný a ešte menej osvetlený. Bez skleníkového efektu by sa teplota povrchu Venuše veľmi podobala Zemi. Bežným nedorozumením ohľadom Venuše je predpoklad, že je to silná vrstva mrakov, ktorá zadržuje teplo. Skutočnosťou je, že povrch planéty by bol omnoho teplejší, keby vrstva mrakov neexistovala. Je to iba ohromné množstvo CO2 v atmosfére, čo spôsobuje zadržiavanie tepla mechanizmom skleníkového efektu.

Vo viditeľnom spektre je vonkajšia štruktúra mrakov pomerne nevýrazná. Kontrastnejšie sa zobrazí na snímkach zhotovených v ultrafialovom alebo infračervenom žiarení.

Atmosférické prúdenie[upraviť | upraviť zdroj]

V horných vrstvách atmosféry vanú silné vetry s rýchlosťou 350 km/h, na povrchu sú však vetry veľmi slabé, ich rýchlosť nepresahuje niekoľko kilometrov za hodinu. Na druhej strane, vzhľadom na vysokú hustotu Venušinej atmosféry na povrchu, aj tieto pomalé vetry veľmi silno pôsobia na prekážky.

Rotačná os planéty zviera s kolmicou na ekliptiku len nevýrazný uhol 3°. Slnečné žiarenie teda počas celého roka výraznejšie zohrieva atmosféru na rovníku ako na póloch. Vyžarovanie atmosféry je však napriek tomu rovnaké na všetkých šírkach. Je to preto, lebo medzi pólmi a rovníkom existuje výdatné prúdenie nazývané Hadleyho bunky. Zohriaty vzduch nad rovníkom stúpa, presúva sa k pólom kde ochladne, klesá k povrchu a vracia sa späť k rovníku. Toto prúdenie prebieha v hlavnej oblačnej vrstve. V smere od východu na západ ho križuje oveľa rýchlejšie prúdenie vyvolané neobyčajne rýchlou rotáciou atmosféry Venuše. Podobný typ prúdenia, ale v oveľa menších výškach, existuje aj na Zemi.[3]

Povrch planéty[upraviť | upraviť zdroj]

Bližšie informácie v hlavnom článku: Povrch Venuše
Radarová mapa povrchu Venuše

Vďaka tomu, že rádiové vlny prenikajú i cez vrstvu hustých oblakov na Venuši, máme jej povrch dobre zmapovaný. Venuša má na svojom povrchu dve „kontinentálne“ vrchoviny, ktoré sa dvíhajú z nedozerných plání. Výšky povrchových útvarov sa merajú (tak ako na Zemi sa meria nadmorská výška vzhľadom na hladinu mora) vzhľadom na stredný polomer planéty. Zo severnej vrchoviny Ishtar Terra (Ištarina zem) sa vypínajú Venušine najväčšie hory Maxwell Montes (Maxwellovo pohorie) (zhruba o 2 km vyšší ako Mount Everest) nazvané po Jamesovi Clerkovi Maxwellovi, ktoré obklopujú pláň Lakshmi Planum. Ishtar Terra je veľkosťou porovnateľná s Austráliou. Na rovníku je ešte väčšia Aphrodite Terra (Afroditina zem), veľkosťou rovná Južnej Amerike. Medzi týmito dvoma vrchovinami sa nachádza celý rad širokých priehlbín ako napríklad Atalanta Planitia, Guinevere Planitia a Niobe Planitia. Okrem hôr Maxwell Montes a oblastí Alpha a Beta Regio (ktoré boli nájdené už na radarových snímkoch zo Zeme) sú všetky povrchové útvary na Venuši pomenované po skutočných alebo mytologických ženách. Vďaka Venušinej hustej atmosfére, brzdiacej meteory počas ich pádu k povrchu, sa tu nevyskytujú žiadne impaktné krátery menšie ako 2 km v priemere. Krátery na Venuši sú relatívne plytké, napr. kráter s priemerom 160 km má hĺbku asi 400 m. Svedčí to o intenzívnej erózii alebo endogénnej činnosti. O tektonickej činnosti svedčia aj terénne zlomy veľkých rozmerov.

Zdá sa, že takmer 90 % Venušinho povrchu tvorí nedávno stuhnutá vrstva bazaltovej lávy, iba výnimočne narušená meteoritickým kráterom. To napovedá, že planéta nedávno podstúpila veľké pretvorenie povrchu.[4] Tiene na povrchu sú neostré.

Keďže Venuša zrejme nemá vlastné magnetické pole, slnečný vietor priamo zasahuje Venušinu hornú atmosféru. Uvažuje sa, že Venuša mala pôvodne rovnaké množstvo vody v atmosfére ako Zem, ale v dôsledku bombardovania slnečnými časticami sa voda rozložila na vodík a kyslík. Vodík kvôli svojej nízkej hmotnosti ľahko unikol do priestoru, kyslík sa zlúčil s atómami kôry a zmizol z atmosféry. Pomer vodíka a deutéria (ktoré nemôže unikať tak rýchlo) vo Venušinej atmosfére túto teóriu podporuje. Kvôli suchu sú kamene na Venuši ťažšie a tvrdšie ako na Zemi, čo vedie k prudším horám, útesom a ďalším neobvyklým rysom.

Vnútorná stavba[upraviť | upraviť zdroj]

Vnútro Venuše. Železné jadro obklopuje plášť, nad ktorým sa nachádza kôra s priemernou hrúbkou 35 km

Vnútro Venuše je pravdepodobne podobné Zemi: železné jadro s priemerom 6 000 km s roztaveným kamenným plášťom tvoriacim najväčšiu časť planéty. Spodná hranica plášťa leží podľa odhadov v hĺbke asi 2 840 km. Zloženie ani teplota jadra nie sú známe. Predpokladá sa veľké zastúpenie železa, či už čistého, alebo viazaného so sírou vo forme FeS. Na rozhraní jadra a plášťa sa teploty odhadujú na 3 500 °C, v jadre by mali dosahovať až 4 000 °C. Venuša podobne ako Zem prekonala gravitačnú diferenciáciu, obdobie krátko po svojom sformovaní, kedy ťažšie prvky klesali do jej stredu a vytvorili jadro, zatiaľ čo ľahšie stúpali smerom k povrchu. Dôkazom diferenciácie je vznik sekundárnej planetárnej atmosféry, ktorá pri nej vznikla.

Posledné výsledky z gravitačného merania sondy Magellan nasvedčujú, že Venušina kôra je hrubá asi 35 km. Kôra je pravdepodobne jednoliata, nie je rozdelená na tektonické dosky ako kôra na Zemi. Keďže planéta nemá tektonické dosky, nemôže uvoľňovať vnútornú energiu ich pohybmi ako Zem. Existuje teória, podľa ktorej namiesto toho v pravidelných intervaloch prekonáva masívnu vulkanickú činnosť, ktorá zalieva jej povrch čerstvou lávou; najstaršie geomorfologické útvary sú staré iba 800 miliónov rokov, zatiaľ čo zvyšok povrchu je mladší (aj keď väčšinou nie menej ako niekoľko stoviek miliónov rokov). Teraz sa predpokladá, že Venuša je stále vulkanický činná v izolovaných geologicky aktívnych bodoch.

Mesiace[upraviť | upraviť zdroj]

V minulosti sa predpokladalo, že okolo Venuše krúži mesiac zvaný Neith podľa mýtickej bohyne zo Sais (ktorej závoj žiadny smrteľník nezdvihne), prvýkrát pozorovaný Giovannim Domenicom Cassinim v roku 1672. Sporadické astronomické pozorovania pokračovali až do roku 1892, keď boli spochybnené (išlo iba o slabé hviezdy, ktoré sa na danom mieste náhodne vyskytli) a od tej doby je Venuša známa ako planéta bez mesiacov – akýkoľvek satelit by na jej obežnej dráhe bol slapovými silami spomaľovaný tak dlho, až by sa zrútil na povrch planéty.

Pozorovanie[upraviť | upraviť zdroj]

Venuša je najjasnejšia vo chvíli, keď je osvetlených 25 % jej kotúča; to sa typicky stáva 37 dní pred jej dolnou konjunkciou (na večernej oblohe) a 37 dní po nej (na rannej oblohe). Jej maximálna magnitúda je -4,4. Aj v minime svojej jasnosti (-3,1 mag.) je však najjasnejšou planétou na oblohe a tretím najjasnejším nebeským telesom hneď po Slnku a Mesiaci. Je 15-krát jasnejšia ako najjasnejšia hviezda nočnej oblohy Sírius.[5]

Od Slnka sa najviac vychýli približne 70 dní pred a po dolnej konjunkcii, v tej dobe je v polovičnej fáze. V týchto dvoch intervaloch je Venuša viditeľná aj za plného denného svetla, pokiaľ pozorovateľ presne vie, kam sa má pozerať. Ako všetky planéty, aj Venuša na svojej dráhe pri pozorovaní zo zeme zdanlivo „zastane“ a istý čas sa pohybuje spätne. Perióda spätného pohybu planéty je 20 dní pred a po dolnej konjunkcii.

Najväčšie elongácie Venuše v rokoch 2001 – 2020*
Dátum najväčšej
elongácie
Uhlová vzdialenosť
od Slnka
Druh elongácie Zdanlivá hviezdna veľkosť Fáza
17. január 2001 47° 05′ 36″ Východná -4,4 0,512
8. jún 2001 45° 50′ 18″ Západná -4,3 0,496
22. august 2002 46° 00′ 16″ Východná -4,3 0,487
11. január 2003 46° 57′ 41″ Západná -4,4 0,502
29. marec 2004 46° 00′ 16″ Východná -4,3 0,511
17. august 2004 45° 48′ 58″ Západná -4,3 0,502
3. november 2005 47° 06′ 10″ Východná -4,4 0,494
25. marec 2006 46° 31′ 49″ Západná -4,4 0,495
9. jún 2007 45° 23′ 27″ Východná -4,3 0,497
28. október 2007 46° 27′ 59″ Západná -4,4 0,505
14. január 2009 47° 07′ 21″ Východná -4,4 0,511
5. jún 2009 45° 51′ 07″ Západná -4,3 0,496
20. augusta 2010 45° 57′ 59″ Východná -4,4 0,487
8. január 2011 46° 57′ 24″ Západná -4,4 0,502
27. marec 2012 46° 02′ 27″ Východná -4,3 0,511
15. august 2012 45° 48′ 10″ Západná -4,3 0,501
1. novembra 2013 47° 04′ 26″ Východná -4,4 0,494
22. marec 2014 46° 33′ 26″ Západná -4,4 0,495
6. jún 2015 45° 23′ 40″ Východná -4,3 0,498
26. októbra 2015 46° 26′ 29″ Západná -4,4 0,506
12. január 2017 47° 08′ 46″ Východná -4,4 0,510
3. jún 2017 45° 51′ 59″ Západná -4,3 0,496
17. august 2018 45° 55′ 40″ Východná -4,3 0,487
6. január 2019 46° 57′ 22″ Západná -4,4 0,502
24. marec 2020 46° 04′ 39″ Východná -4,4 0,512
13. august 2020 45° 47′ 28″ Západná -4,3 0,501

* založené na údajoch z programu Skymap pro 11

Historické pozorovania[upraviť | upraviť zdroj]

Prechod Venuše pred slnečným diskom v roku 2004

Venuša je najnápadnejším astronomickým objektom na rannej a večernej oblohe na Zemi (okrem Slnka a Mesiaca) a bola preto známa odpradávna. Jeden z najstarších dochovaných historických dokumentov, doštičky z Ašurbanipalovej babylónskej knižnice – 21 rokov dlhý záznam pozorovaní Venuše (v rannej Babylónii nazývané Nindaranna), umožnil v kombinácii s dnešnými presnými výpočtami správne datovanie niektorých historických udalostí. Starí Sumeri a Babylončania nazývali Venušu Dil-bat alebo Dil-i-pat; v Akkade to bola zvláštna hviezda bohyne-matky Ištar; a v Číne boh Jin xing.

Pre civilizáciu Mayov bola Venuša vôbec najdôležitejšou „hviezdou“, nazývali ju Chak ek, „Veľká hviezda“, snáď ešte dôležitejšou ako Slnko. Mayovia sledovali pohyby Venuše veľmi pozorne a pozorovali ju dokonca aj v dennom svetle. Pozícia Venuše a ostatných planét mali ovplyvňovať všetok život na Zemi, takže sa Mayovia a ostatné stredoamerické kultúry snažili vojny a iné dôležité udalosti načasovať s ohľadom na pozorovania. Drážďanský kódex obsahuje kalendár ukazujúci úplný Venušin cyklus viditeľnosti – päť jej synodických obehov po 584 dňoch (dohromady približne 8 rokov), po uplynutí ktorých sa cyklus opakuje.

Starí Gréci mysleli, že večerné a ranné výskyty Venuše na oblohe predstavujú dva odlišné objekty, ktoré nazývali na západnej večernej oblohe Hesperus a na východnej rannej oblohe Phosphorus. Nakoniec vďaka Pythagorovi dospeli k záveru, že obidva objekty sú tou istou planétou. V 4. storočí pred Kr. Heraclides Ponticus vyslovil teóriu, že Venuša a Merkúr obiehajú okolo Slnka a nie okolo Zeme. Meno Venuša pochádza od rímskej bohyne lásky a krásy.

Keďže jej obežná dráha leží medzi Zemou a Slnkom, Venuša pri pohľade zo Zeme vykazuje viditeľné fázy rovnako ako pozemský Mesiac. Galileo Galilei bol prvým, kto v decembri 1610 pozoroval fázy Venuše. Toto pozorovanie podnietilo Kopernika zverejniť kontroverzný heliocentrický popis slnečnej sústavy. Galileo si tiež všimol zmeny Venušinho viditeľného priemeru, keď sa nachádza v odlišných fázach, čo vysvetľoval väčšou vzdialenosťou od Zeme vo fáze splnu a stále menšou vzdialenosťou počas priebehu ubúdania. Toto pozorovanie silno podporilo heliocentrický model. Venuša (ani Merkúr) nie je v plnej fáze viditeľná zo Zeme, pretože v tej chvíli je v hornej konjunkcii, keď zapadá a vychádza zároveň so Slnkom a stráca sa v jeho žiari.

Fázy Venuše

Prechody Venuše, keď planéta prechádza presne medzi Zemou a viditeľným slnečným kotúčom, sú veľmi zriedkavé astronomické udalosti. Poprvýkrát pozorovali taký prechod 4. decembra 1639 astronómovia Jeremiah Horrocks a William Crabtree. Prechod v roku 1761 pozorovaný Michailom Vasiljevičom Lomonosovom či Maximiliánom Hellom bol prvým dôkazom Venušinej atmosféry a pozorovanie paralaxy v 19. storočí umožnilo prvé presnejšie vypočítanie vzdialenosti medzi Zemou a Slnkom. Ďalšie prechody Venuše sa vyskytli 9. decembra 1874, 6. decembra 1882, 8. júna 2004 a posledný 6. júna 2012. Nasledujúci prechod nastane 11. decembra 2117.

V 19. storočí väčšina pozorovateľov očakávala, že Venuša bude mať periódu rotácie približne 24 hodín. Taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli prvý predpovedal výrazne pomalšiu rotáciu, zviazanú slapovými silami Slnka (čo očakával aj pre Merkúr). Aj keď sa podobné úvahy pre niektoré nebeské telesá nepotvrdili, bola to podivuhodne presná predpoveď. Takmer dokonalý súlad medzi jej rotáciou a najväčším priblížením k Zemi tento dojem ešte upevňuje. Rýchlosť rotácie Venuše bola poprvýkrát zmeraná počas konjunkcie v roku 1961 radarom s 26 metrovou anténou v Goldstone v Kalifornii, v Rádiovom observatóriu v Jodrell Bank v Spojenom kráľovstve a v sovietskom vesmírnom zariadení Jevpatorija na južnej Ukrajine. Presnosť sa zlepšuje pri každej nasledujúcej konjunkcii najmä vďaka meraniam v Goldstone a Jevpatoriji. Fakt, že ide o spätnú rotáciu, nebol známy až do roku 1964.

Pred pozorovaniami v rádiovej oblasti v šesťdesiatych rokoch 20. storočia sa všeobecne verilo, že Venuša má prírodné prostredie podobné pozemskému. Veľkosť planéty, vzdialenosť od Slnka a hrubá vrstva oblačnosti chrániaca povrch dávala nádej, že sa tieto očakávania môžu naplniť. Špekulovalo sa o Venuši ako o svete džungle, o jej oceánoch z petroleja alebo karbonizovanej vody. Pozorovanie v mikrovlnej oblasti, ktoré uskutočnil C. Mayer a iní, však už v roku 1956 indikovalo rozsiahle oblasti s vysokou teplotou (600 K). Napodiv pozorovania A. D. Kuzmina na milimetrových dĺžkach ukazovali omnoho menšie teploty. Tento rozpor vysvetľovali dve teórie, jedna predpokladala, že vysoké teploty pochádzajú z ionosféry, druhá naznačovala skôr vysokú teplotu povrchu.

Prieskum sondami[upraviť | upraviť zdroj]

K Venuši letel už celý rad kozmických lodí bez posádky. Niektorým sa podarilo aj mäkké pristátie na povrchu. Kvôli drsným klimatickým podmienkam trvala komunikácia každého pristávacieho modulu na povrchu najdlhšie 110 minút, potom vždy došlo k definitívnemu koncu.

Cesta k Venuši[upraviť | upraviť zdroj]

Venuša obieha bližšie k Slnku ako Zem, vo vzdialenosti iba 72 % vzdialenosti Zeme. Kozmická loď teda musí cestovať 41 miliónov kilometrov do slnečnej „gravitačnej studne“, čím výrazne zníži svoju potenciálnu energiu. Uvoľnená potenciálna energia sa mení na kinetickú energiu, čím sa zvyšuje rýchlosť sondy, takže pre tesné priblíženie k Venuši je nutné korigovať dráhu a výrazne znižovať rýchlosť. Je to podobné jazde po ceste dole z vysokého, prudkého kopca, na ktorého úpätí sa cesta napája na inú, kde je nutné sa prispôsobiť pomalšej rýchlosti dopravy.

Prvé prelety[upraviť | upraviť zdroj]

12. februára 1961 sa Venera 1 z programu Venera stala prvou sondou, ktorá odštartovala k inej planéte. Misia síce kvôli prehriatiu orientačného senzoru nebola úspešná, Venera 1 však už mala všetky vlastnosti potrebné pre medziplanetárne lety: solárne panely, parabolickú anténu, trojosovú stabilizáciu, motor pre korekciu kurzu a uskutočnila prvý štart z orbitálnej dráhy okolo Zeme.

Prvý úspech na ceste k Venuši zaznamenala americká kozmická loď Mariner 2, ktorá doletela k Venuši v roku 1962. Zistila, že Venuša nemá magnetické pole a zmerala planetárne emisie žiarenia v mikrovlnej oblasti spektra.

Sovietsky zväz 2. apríla 1964 odštartoval sondu Zond 1, ktorá síce dosiahla Venušu, ale v máji toho istého roku s ňou bolo prerušené spojenie.

Prvé pristátie[upraviť | upraviť zdroj]

1. marca 1966 sovietska vesmírna sonda Venera 3 dopadla na Venušu, čím sa stala prvou kozmickou loďou, ktorá dosiahla jej povrch. Jej sesterská loď Venera 2 zlyhala kvôli prehriatiu skôr ako dokončila prelet.

18. októbra 1967 vstúpil do atmosféry Venuše zostupný modul Venery 4. Ako prvý uskutočnil priame merania z inej planéty – meral teplotu, tlak, hustotu a uskutočnil 11 automatických chemických experimentov na určenie zloženia atmosféry. Zistil 95 % oxidu uhličitého, čo v kombinácii s výsledkami meraní sondy Mariner 5 ukázalo, že tlak na povrchu bude omnoho väčší, než bolo očakávané (75 – 100 atmosfér).

Tieto výsledky boli 16.17. mája 1969 overené a spresnené misiami lodí Venera 5 a Venera 6 aj keď žiadna z nich nedosiahla povrch. Batérie Venery 4 sa počas jej pomalého unášania atmosférou postupne vybili a Venery 5 a 6 boli rozdrvené atmosférickým tlakom 18 km nad povrchom.

Prvé úspešné pristátie na Venuši dosiahla 15. decembra 1970 Venera 7. Odvysielala namerané povrchové teploty: 457 – 474 °C. Venera 8, ktorá pristála 22. júla 1972, okrem tlaku a teplotného profilu vďaka svojmu fotometru navyše ukázala, že oblačnosť Venuše sa formuje do vrstvy, ktorá končí 35 km nad povrchom. Jej röntgenový spektrometer zanalyzoval chemické zloženie kôry.

Prvá obežnica[upraviť | upraviť zdroj]

22. októbra 1975 vstúpila na obežnú dráhu sovietska sonda Venera 9, čím sa stala prvým umelým satelitom Venuše. Kamery a spektrometer získali mnoho cenných informácií o atmosférickej oblačnosti, ionosfére a magnetosfére, radar pri preletoch zmapoval povrch.

Od Venery 9 sa oddelil 660-kilogramový zostupný modul, ktorý po pristáti urobil prvé snímky povrchu a analyzoval kôru röntgenovým spektrometrom a hustomerom. Počas pristávania vykonával merania tlaku, teploty, rozptylu svetla, hustoty mrakov a fotometrické merania. Zistil, že oblačnosť Venuše je rozdelená do troch odlišných vrstiev. 25. októbra vykonala Venera 10 podobné merania.

Program Pioneer Venus[upraviť | upraviť zdroj]

Umelecká predstava sondy Pioneer Venus Orbiter nad povrchom Venuše

V roku 1978 poslala NASA k Venuši dve kozmické lode Pioneer. Celá misia sa skladala z dvoch častí, dopravovaných každá zvlášť: Orbiter (obežnica) a Multiprobe (multisonda). Loď Pioneer Venus Multiprobe niesla jednu veľkú a 3 malé atmosférické sondy. 16. novembra 1978 bola vypustená veľká sonda a 20. novembra tri menšie sondy. 9. decembra vstúpili všetky štyri sondy do Venušinej atmosféry nasledované prenosovým zariadením. Aj keď sa neočakávalo prežitie po zostupe atmosférou, jedna zo sond pokračovala v činnosti ešte 45 minút po dosiahnutí povrchu. 4. decembra 1978 prešiel Pioneer Venus Orbiter na eliptickú obežnú dráhu okolo Venuše. Tu zaisťoval 17 experimentov, dokiaľ mu nedošlo palivo stabilizujúce jeho orbitu a nebol v auguste 1992 zničený vstupom do atmosféry.

Sovietske úspechy[upraviť | upraviť zdroj]

V roku 1978 sa priblížili k Venuši aj kozmické lode Venera 11 a Venera 12, ktoré 21. decembra a 25. decembra vypustili zostupné moduly. Pristávacie zariadenia niesli farebné kamery, vrták do zeme a analyzátor; tieto prostriedky bohužiaľ zlyhali. Obidva moduly vykonali merania nefelometrom, hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a chemickým analyzátorom kvapiek v mrakoch používajúcim röntgenovej fluorescencie, ktorý neočakávane objavil okrem síry aj vysoký obsah chlóru. Bola tiež zaznamenaná silná blesková aktivita.

Orbitálny modul Venery 13

1. a 5. marca 1982 prileteli k Venuši sondy Venera 13 a Venera 14, ktoré vykonali rovnakú misiu ako predchádzajúce dve sondy. V ich prípade farebná kamera a vrták do zeme s analyzátorom fungovali. Röntgenová fluorescencia vzorkov zeminy ukázala hodnoty podobné čadičovej hornine bohatej na draslík.

10. a 11. októbra 1983 vstúpili Venera 15 a Venera 16 na polárnu orbitu okolo Venuše. Venera 15 analyzovala a zmapovala hornú vrstvu atmosféry infračerveným Fourierovým spektrometrom. Od 11. novembra do 10. júla obidva satelity mapovali severnú tretinu planéty pomocou radaru so syntetizovanou apertúrou (SAR). Výsledky priniesli prvé pochopenie geologických detailov povrchu Venuše vrátane objavu neobvykle masívnych štítov vulkánov pomenovaných Koróna alebo Pavúci. Venuša neprejavuje žiadne známky doskovej tektoniky, prinajmenšom celú severnú tretinu planéty tvorí iba jedna doska.

Sovietske sondy Vega 1 a Vega 2 sa stretli s Venušou 11. a 15. júna 1985. Pristávacie moduly boli zamerané na experimenty zaoberajúce sa zložením a štruktúrou aerosolov v mrakoch. Každý niesol ultrafialové absorpčné spektrometre, časticové analyzátory aerosolov a zariadenia na zber materiálov mrakov a jeho analýzu hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a röntgenovým fluorescenčným spektrometrom. Horné dve vrstvy mrakov sú tvorené kvapôčkami kyseliny sírovej, zatiaľ čo dolná vrstva je pravdepodobne zložená zo zriedenej kyseliny fosforečnej. Kôra Venuše bola narušená vrtákom a analyzovaná pomocou spektrometra gama žiarenia.

V rámci misie Vega boli vypustené tiež balónové aerostatické sondy plávajúce asi 46 hodín vo výške 53 km, ktoré prešli asi 1/3 cesty okolo planéty. Merali rýchlosť vetra, teplotu, tlak a hustotu oblakov. Stretli sa s väčšími turbulenciami a konvektívnou aktivitou ako sa očakávalo, vrátane občasných prudkých poklesov o 1 – 3 km. Sondy Vega sa po deviatich mesiacoch odpútali od Venuše, aby mohli sledovať návrat Halleyovej kométy, ku ktorému boli vybavené ešte 14-timi ďalšími dovtedy nepoužitými prístrojmi a kamerami.

Záber zo sondy Magellan, ktorý ukazuje časť venušského povrchu so záhadným útvarom pripomínajúcim pavučinu. Predpokladá sa, že tieto útvary súvisia so sopkami.

Magellan[upraviť | upraviť zdroj]

10. augusta 1990 sa americká sonda Magellan dostala na obežnú dráhu okolo planéty a začala detailné radarové mapovanie. 98 % povrchu bolo zmapovaných s presnosťou približne 100 m. Po štyroch rokoch práce bola sonda 11. októbra 1994 plánovane navedená do atmosféry, kde sa čiastočne vyparila; predpokladá sa, že niektoré časti museli dopadnúť až na povrch.

Nedávne prelety[upraviť | upraviť zdroj]

Niekoľko kozmických sond prelietalo okolo Venuše po ceste k iným cieľom, používajúc pre zvýšenie svojej rýchlosti metódu gravitačného praku. Patrili medzi nich sonda Galileo smerujúca k Jupiteru a misia Cassini-Huygens na ceste k Saturnu (ktorá prelietavala dvakrát).

Aktuálny výskum[upraviť | upraviť zdroj]

9. novembra 2005 Európska vesmírna agentúra vypustila sondu Venus Express, ktorá študuje Venušu z obežnej dráhy. Po heliocentrickej dráhe doletela 11. apríla 2006 k Venuši, kde bol zapojený približne na dobu 55 minút hlavný motor sondy, ktorý znížil rýchlosť zhruba o 1,3 km/s a dostala sa na jej polárnu obežnú dráhu. Prvé snímky Venuše a ďalšie merania boli urobené už v priebehu prvých dňov misie. Venus Express sa zaoberá štúdiom atmosférických javov planéty. V súčasnosti je plánovaná dĺžka jej životnosti do konca roku 2014.

V júni 2007 v blízkosti Venuše preletela sonda MESSENGER mieriaca k Merkúru. Pre Messenger to bol už druhý prelet okolo planéty. Pred prvým preletom začiatkom októbra 2006 boli aktivované palubné kamery Messengera MDIS (MESSENGER Dual Imaging System), ktoré vytvorili niekoľko záberov približujúcej sa planéty. Na snímkach je jasne viditeľná hustá oblačnosť zahaľujúca povrch Venuše. Oba prelety boli spojené s gravitačným manévrom.

Život na Venuši[upraviť | upraviť zdroj]

Veľkosť podobná Zemi, existencia atmosféry a vzdialenosť od Slnka naznačujúca vysoké, ale životu stále priaznivé teploty viedla k častým špekuláciám o existencii vyspelého života na planéte Venuša. Anthony Procter roku 1870 napísal:

Je jasné, že, kvôli kratšej vzdialenosti Venuše od Slnka, stačí málo, aby boli veľké časti jej povrchu neobývateľné bytosťami podobnými pozemským. Kvôli tejto blízkosti budú v tropických oblastiach teploty neznesiteľné, ale v miernych a chladných pásoch môžu pravdepodobne existovať oblasti s podnebím, ktoré by nám dobre vyhovovalo… Nenachádzam žiadny dôvod… zamietnuť, že Venuša môže byť plná stvorení tak vyspelých, ako žijú na Zemi.

Výskum kozmických sond naopak ukázal, že vzhľadom na skleníkový efekt a povrchové teploty okolo 460°C nemožno o existencii života pozemského typu na Venuši uvažovať.

Roku 2002 však Dirk Schulze-Makuch a Louis Irwin z texaskej univerzity v El Paso vyslovili teóriu o možnom živote nie na Venušinom povrchu, ale v jej oblakoch. Na základe údajov zo sond Venera, Pioneer Venus a Magellan poukázali na zvláštnosti v zložení vodných kvapiek v mrakoch Venuše, ktoré, podľa ich názoru, možno vysvetliť prítomnosťou mikroorganizmov. Išlo najmä o súčasnú prítomnosť sírovodíka a oxidu siričitého, dvoch plynov, ktoré navzájom reagujú a nevyskytujú sa preto spoločne, pokiaľ ich nejaký jav nedopĺňa. Poukázali tiež na príliš nízke množstvo oxidu uhoľnatého napriek slnečnému žiareniu a bleskom. Možným vysvetlením je prítomnosť mikroorganizmov vznášajúcich sa v oblakoch, ktoré by využívali metabolizmus podobný niektorým raným pozemským organizmom.

Venuša v kultúrnych dejinách[upraviť | upraviť zdroj]

Zrodenie Venuše, detail známeho obrazu od Botticelliho

Mytológia[upraviť | upraviť zdroj]

Venuša je asociovaná so sumerskou bohyňou Iaannou, akkadskou Ištar, asýrskou Mylitou, sýrskou Astarté, fenickou Astarot, egyptskou Aštoret, indickou Šukrou, germánskou Freyou, gréckou Afroditou a rímskou Vénus.[6][7] Venuša bola pôvodne bohyňou jari a oživenej prírody, na bohyňu lásky a krásy sa premenila pravdepodobne až pod vplyvom gréckeho kultu Afrodity.[8]

Jej otcom bol boh neba Caelus (v starovekom Grécku Uranos), matka zostáva nejasná. Podľa jedného mýtu sa Venuša zrodila z morskej peny oplodnenej Uranom. Rimania si ju veľmi ctili a vážili. Jej najväčšie rímske chrámy stáli na Caesarovom fóre (chrám Venuše rodičky) a pri Svätej ceste k Rímskemu fóru (chrám Venuše a Romy). Kult Venuše sa udržal až do víťazstva kresťanstva.[9] Zrodenie Venuše bolo námetom mnohých umeleckých diel (Apellés zo 4. storočia p. n. l., Botticelli, Tizian, Rubens, Rembrandt a i.).

Astrológia[upraviť | upraviť zdroj]

V astrológii sa Venuša považuje za ženskú planétu. Vlastnosti, ktoré sa jej pripisujú, vychádzajú zo starovekých predstáv o bohyni Venuši. Sú to predovšetkým láska, krása, erotika a umelecké nadanie.[10] Podľa Ptolemaia prináša svojim zverencom slávu, česť, duševnú pohodu, blahobyt, telesné zdravie, hojnosť domácich zvierat a dostatok obilia. Osoby pod jej vplyvom sú údajne veselé, príjemné, so vzťahom k umeniu.[11]

V systéme babylonskej astrológie bola zaradená medzi tradičných 7 planetárnych vládcov, chronokratorov (vládnuci pár svetiel Slnko, Mesiac a planéty Merkúr, Venuša, Mars, Jupiter a Saturn).[12] V rámci sedemdňového týždňa vládne Venuša piatku, z čoho v niektorých jazykoch vzniklo aj pomenovanie tohto dňa (latinsky dies Veneris, v sanskrte šukravána).[13] Z Pytagorových kozmologických predstav Zeme obalenej 7 otáčajúcimi sa planetárnymi sférami, vydávajúcimi tzv. hudbu sfér, boli odvozené staršie sedemtónové hudobné stupnice[6], v ktorých Venuši patril tón H.[14] Z ľudských zmyslov pripadla Venuši chuť,[13][15] z kovov meď.[14][16]

V západnej astrologickej tradícii založenej na ptolemaiovskom systéme vládne Venuše VII. a II. domu, takže jej denný dom zodpovedá vzdušnému znameniu Vah a nočnému zemskému znameniu Býka. Ničí ju protiľahlé (exilové) znamenia Barana a Škorpióna, domy jej konkurenta Marta. Povýšenie zažíva v spirituálne súnáležitých[17] Rybách, pád naopak v rozumovej a kritickej[17] Panne.[12] Niektoré prvky tohto systému mohli byť inšpirované skutočnými astronomickými zvláštnosťami Venuše. V priebehu 5 synodických obehov okolo Slnka vykonáva Venuša z geocentrického pohľadu 5 retrográdnych pohybov v rôznych častiach zverokruhu, ktorých postupnosť tvorí vrcholy päťcípej hviezdy kreslenej jedným ťahom – pentagramu.

Venuša v súčasnej kultúre[upraviť | upraviť zdroj]

  • Až do doby, keď Venušu začali skúmať kozmické sondy, vždy zahalená planéta dávala spisovateľom sci-fi voľnú ruku pri predstavách o jej povrchu a oni ho často znázorňovali ako veľmi podobný Zemi. Venuša bola domovskou planétou Mekona, nepriateľa Dana Darea, hrdinu komiksu z 50-tych rokov 20. storočia a bola miestom druhej rajskej záhrady v románe C. S. Lewisa Perelandra. V románe Olafa Stapledona Last and First Men bola Venuša zobrazená ako oceánska idylka, miesto, kde ľudia rozvinuli schopnosť lietať. Vo vojenskej sci-fi klasike Clash by Night od Henryho Kuttnera (písal ako Lawrence O'Donnell), podmorský mestský štát si najal žoldniersku spoločnosť s jej bojovými loďami, aby mohli bojovať na povrchu.
  • Edgar Rice Burroughs napísal sériu románov, ktoré sa odohrávali na Venuši
  • Mnoho vedecko-fantastických filmov a seriálov z 50-tych a 60-tych rokov 20. storočia, ako napríklad Abbott and Costello Go to Mars a Space Patrol použili Venušinu božskú menovkyňu a jej sféru na vytvorenie planetárnej populácie zvodných žien vítajúcich (alebo útočiacich) na mužské posádky vesmírnych lodí.
  • Poviedka In the walls of Eryx od Lovecrafta sa odohráva na Venuši.
  • Viac vedecké zobrazenie planéty ponúka Ben Bova v románe Venus (2000, ISBN 0-312-87216-X), aj keď jeho literárna hodnota je diskutabilná.
  • Teraformovaná Venuša je miestom deja jednej časti animovaného seriálu Cowboy Bebop. Planéta je vyprahnutá, ale obývateľná, väčšina populácie žije vo vznášajúcich sa mestách na oblohe. V animovanom filme Exosquad je teraformovaná Venuša jedna z troch obývateľných planét slnečného systému (druhé dve sú Zem a Mars).
  • Venuša je aj miestom viacerých tréningových centier Starfleet Academy a teraformovacích staníc vo fiktívnom svete Star Trek, a je krátko spomenutá v Clarkovej 3001: The Final Odyssey.
  • V románe Jacqueline Susannovej Yargo je Venuša obývaná včelami veľkými ako kone.
  • Existujú náboženské sekty, ktoré veria, že Peklo môže byť umiestnené na Venuši. Jej extrémne vysoká teplota na povrchu a nepreniknuteľná vrstva mrakov je príčinou ich viery, že pekelné ohne horia na jej povrchu.
  • V mytológii Stredozeme, podľa J.R.R. Tolkiena, Venuša je hviezdou Eärendil. Hviezda vznikla keď Eärendil, námorník bol vo svojej lodi pozdvihnutý na oblohu, so Silmarilom na čele. Tolkien vybral meno priamo z anglosaského slova pre planétu Venuša.

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

  1. Zdeněk Pokorný (2007). Exoplanety. Academia, Praha, s. 62. ISBN 978-80-200-1510-5.
  2. Jeffrey Kargel (1999). "Rivers of Venus". Kozmos XXX (1): s. 6 – 9.
  3. Zdeněk Pokorný (1991). "Planetárne atmosféry". Kozmos XXII (4): s. 112 – 113.
  4. Venus Express (anglicky). DLR/ESA. prístup: 2008-11-28.
  5. Róbert Čeman, Eduard Pittich (2002). Vesmír 1: Slnečná sústava. Slovenská Grafia, Bratislava, strany: 116. ISBN 80-8067-071-4.
  6. a b Clare Gibsonová (2002). Astrologická encyklopedie. Metafora. ISBN 80-86518-38-8.
  7. Milan Špůrek (1997). Encyklopedie západní astrologie. Vodnář, strany: 146, 148. ISBN 80-85255-89-8.
  8. Vojtech Zamarovský. Bohovia a hrdinovia antických bájí. Perfekt, Bratislava, strany: 452. ISBN 80-8046-203-8.
  9. Vojtech Zamarovský. Bohovia a hrdinovia antických bájí. Perfekt, Bratislava, strany: 12 – 13. ISBN 80-8046-203-8.
  10. http://www.antear.sk/art_venus_intro.html
  11. Josip Klezcek (2002). Velká encyklopedie vesmíru. Academia, strany: 533. ISBN 80-200-0906-X.
  12. a b Peter Berling (2004). Dějiny astrologie: Živly, symboly a základ astrologie od počátků do současnosti. Slovart, strany: 23. ISBN 80-7209-584-6.
  13. a b Milan Špůrek (1995). Indická astrologie. Vodnář. ISBN 80-85255-58-8.
  14. a b Pierre de Lasenic (2000). Astrologie (Kosmologie). Vodnář. ISBN 80-86226-14-X.
  15. Zoltán Szabó (2005). Astrologie a alchymie. Fontána esotera, strana 71. ISBN 80-7336-235-X.
  16. Catherine Aubierová (1998). Encyklopedie astrologie. East Publishing, 289. ISBN 80-7219-013-X.
  17. a b Elman Bacher (2007). Hlubinná astrologie: Astrologické studie. Sursum, strany: 45 – 46. ISBN 978-80-7323-150-6.

Iné projekty[upraviť | upraviť zdroj]

Externé odkazy[upraviť | upraviť zdroj]