انتقل إلى المحتوى

الزهرة

عدل الوصلات
هذه مقالةٌ مختارةٌ، وتعد من أجود محتويات ويكيبيديا. انقر هنا للمزيد من المعلومات.
من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
لمعانٍ أخرى، طالعالزهرة (توضيح).
هذه المقالة عن كوكب الزُّهَرَة. لمعانٍ أخرى، طالعزهرة (توضيح).
الزُّهَرَة♀
صورة للزهرة بالألوان الطبيعية
سمي باسم فينوستعديل قيمة خاصية (P138) في ويكي بيانات
خصائص المدار
الأوج 108,942,109 كم
0.728 231 28وحدة فلكية
الحضيض 107,476,259 كم
0.718 432 70 وحدة فلكية
المسافة من الأرض 261000000كيلومتر، و38000000كيلومتر، و108000000كيلومتر[3]تعديل قيمة خاصية (P2583) في ويكي بيانات
نصف المحور الرئيسي 108,208,930 كم
0.723 332 وحدة فلكية
الشذوذ المداري 0.006 8
فترة الدوران 224.700 69يوم
0.615 197 0سنة يوليوسية
1.92 يوم زهروي شمسي
الفترة الإقترانية 583.92 يوم[1]
متوسط السرعة المدارية 35.02 كم/ث
زاوية وسط الشذوذ 50.44675°
الميل المداري 3.39458° بالنسبة إلىدائرة الكسوف
3.86° بالنسبة إلىخط استواء الشمس
2.15° بالنسبة إلىمستو غير متغير[2]
قطر زاو 9.7 "–66.0"
زاوية نقطة الاعتدال 76.670 69°
زاوية الحضيض 54.852 29°
تابع إلى الشمستعديل قيمة خاصية (P397) في ويكي بيانات
الأقمار لا يوجد
الخصائص الفيزيائية
نصف القطر 6051.8كيلومتر[10]تعديل قيمة خاصية (P2120) في ويكي بيانات
متوسط نصف القطر 6,051.8 ± 1.0 كم
0.949 9 أرض[11]
التفلطح 0[4]
مساحة السطح 4.60×108كم2
0.902 أرض
الحجم 6.0839.38×1011كم3
0.857 أرض
الكتلة 4.868 5×1024كلغ
0.815 أرض
متوسطالكثافة 5.204 غ/سم3
جاذبية السطح 8.87م/ث2
0.904غ
سرعة الإفلات 10.46 كم/ث
مدة اليوم الفلكي −243.018 5 أيام
سرعة الدوران 6.52 كم/ساعة
المطلع المستقيم القطبي الشمالي 18 س 11 د 2 ث[5]
272.76°
الميلان القطبي 67.16°
العاكسية 0.67 (بياض هندسي)[6] 0.90 (رباط بياضي)[6]
الحرارة 464درجة حرارة مئوية[12]تعديل قيمة خاصية (P2076) في ويكي بيانات
حرارة السطح
-كلفن
-مئوية 		الدنيا

المتوسطة
735 ك[13][14]
460 °م 		القصوى
القدر الظاهري الأكثر إشعاعًا −4.9[7][8](هلال) −3.8[9](بدر)
الغلاف الجوي[11]
الضغط السطحي 93بار(9.3ميغاباسكال)
العناصر
القائمة..
تعديل مصدري-تعديلطالع توثيق القالب

الزُّهَرَة[15](رمزه:♀) هو ثاني كواكبالمجموعة الشمسيةمن حيث المسافة بينه وبينالشمس.يبعد الزهرة عن الشمس نحو 108 مليون كيلومتر، ومَدَارُه حول الشمس ليس دائريًا تمامًا، وهو كوكب ترابي مثل كوكبيعطاردوالمريخ، وهو شبيه بكوكبالأرضمن حيث الحجم والتركيب. سُمّيفينوسنسبة إلى إلهة الجمال، أما سبب تسميته بالزهرة فبحسب ما ورد في لسان العرب: الزُّهْرَة هي الحسن والبياض، زَهرَ زَهْراً والأَزْهَر أي الأبيض المستنير. والزُّهْرَة: البياض النير، ومن هنا سُمّي بكوكب الزُّهَرَة. قال في لسان العرب: (والزُّهَرَة،بفتح الهاء:هذا الكوكب الأَبيض). أي أن اسمه يعود إلى سطوع هذا الكوكب ورؤيته من الكرة الأرضية، وذلك لانعكاس كمية كبيرة من ضوء الشمس بسبب كثافة الغلاف الجوي فيه الكبيرة.

كوكب الزُّهَرَة أقرب إلى الشمس من الأرض، حيث يدور في مداره حول الشمس ويبعد عنها نحو 108 مليون كيلومتر، بينما تدور الأرض في مدارها خارج مدار الزهرة على بعد 150 مليون كيلومتر من الشمس. لذلك فإنه يرى في نفس الناحية التي تكون بهاالشمس.ولذلك فإن رؤيته من على سطح الأرض ممكن فقط قبل الشروق أو بعد المغيب بوقت قصير. ولذلك يطلق عليه أحيانًا تسمية نجم الصبح أو نجم المساء. وعند ظهوره في تلك الفترة، يكون أسطع جسم مضيء في السماء. ولموقعه هذا ميزة تجعل منه أحد كوكبين ثانيهما عطارد، تنطبق عليهما ظاهرةالعبور، وذلك حين يمر كل منهما بين الشمس والأرض ويتوسطهما. وشوهدعبور الزهرةعام2012والعبور الذي قبله كان عام2004.

على سطح الزُّهَرَة توجد جبال معدنية مغطاة بصقيع معدني منالرصاصتذوب وتتبخر في الارتفاعات الحرارية. كانت بنية سطح الزهرة موضع تخمينات علميّة أكثر منه موضع دراسات فعليّة، وقد استمر الأمر على هذا المنوال حتى أواخرالقرن العشرينعندما استطاع العلماء رسم خريطة لسطحه بعد أن أرسلوا مركبة «ماجلان» الفضائية التي التقطت صورًا لسطحه بين عاميّ1990و1991.أظهرت الصور أنعلى الكوكب براكين نشطة، كذلك تبيّن وجود نسبة مرتفعة منالكبريتفي الجو، مما يفيد بأن تلك البراكين ما تزال تتفجر بين الحين والآخر،[16][17]إلا أنه من غير المعلوم إن كان هناك أي تدفقللحمم البركانيةيُرافق تلك الثورات. تبيّن أيضًا أن عددالفوهات الصدميةقليل نسبيًا على السطح، مما يعني أن هذا الكوكب ما يزال حديث النشأة، ويُحتمل بأن عمره يتراوح بين 300 و600 مليون سنة.[18]ليس هناك أي دليل يدعم نظرية وجودصفائح تكتونيّةعلى سطح الزهرة، ولعلّ ذلك يرجع إلى كونالقشرة الأرضيّةشديدةاللزوجةلدرجة لا تسمح لها أن تنفصل عن بعضها أو تبقى متماسكة مع غيرها بحال حصل ذلك، وسبب هذا هو انعدامالماء السائلعلى السطح، الذي من شأنه تقليل نسبة اللزوجة.[18]

يُعتبر الزهرة كوكبًا عاصفًا ذو رياح شديدة ومرتفع الحرارة، وهو تقريبًا في مثل حجم الأرض، لهذا يطلق عليه أخت الأرض، حيث أن وزن الإنسان على سطحه سيكون تقريبًا مثل وزنه على الأرض. فلو كان وزن شخص ما 70 نيوتن فسيصل على سطح الزهرة إلى 63 نيوتن. تكسو الزهرة سحابة كثيفة من الغازات السامة تخفي سطحه عن الرؤية وتحتفظ بكميات هائلة من حرارةالشمس.ويعتبر كوكب الزهرة أسخن كواكب المجموعة الشمسية. وهذا الكوكب يشبهالأرض[؟]في البراكين والزلازل البركانية النشطة والجبال والوديان. والخلاف الأساسي بينهما أن جوه حار جدًا لا يسمح للحياة فوقه. كما أنه لا يوجد له قمر تابع كما للأرض. ونظراً لعدم وجودغلاف مغناطيسيفإن هذا الكوكب أصبح عرضة للرياح الشمسية.[19]

تمتلك الزُّهَرَةغلافًا جويًاسميكًا جدًا وكثيف، مما يجعل مشاهدة سطحها أمرًا صعبًا للغاية. اكتشفميخائيل لومونوسوفالغلاف الجوي لهذا الكوكب فيالقرن الثامن عشر.يتكون هذا الغلاف الجوي أساساً منثنائي أكسيد الكربونوحمض الكبريتيكوالنيتروجين.متوسط حرارته 449 درجة مئوية، وتعزى هذهالحرارةاللاهبة على سطحه إلىمفعول الدفيئة(الاحتباس الحراري) الذي يؤدي إلى الاحترار الناتج عن كثافة الغاز الكربوني الذي يحيل هذا الكوكب الذي تغنى بجماله القدماء إلى جحيم لا يطاق.[16][20][21]

الخصائص الفيزيائية[عدل]

الزُّهَرَة هو أحدالكواكب الأرضيةالأربعة وهذا يعني أنه يشبهالأرضفي تركيبه الصخري كما يشبه في الحجم والكتلة. وغالبا ما يوصف بتوأم الأرض.[22]قطر الزهرة أقل من قطر الأرض بستمائة وخمسين كيلومتر فقط وكتلته تساوي 81.5% من كتلة الأرض. لكن الظروف على سطح الزهرة مختلفة بشكل كبير عما هي عنه من على سطح الأرض. بسبب الغلاف الجوي الكثيف المؤلف بشكل أساسي من أكاسيد الكربون، حيث يتكون 95% من كتلة الغلاف الجوي منأكسيد الكربون[؟].بينما العنصر الثاني في تركيب الغلاف الجوي هوالنتروجينبنسبة 3.5% فقط.[23]

التركيب الداخلي[عدل]

لا توجد معلومات مباشرة عن التركيب الداخلي للزهرة أوكيمياء الأرضبدون بيانات مشتقة منعلم الزلازلأو معلومات عنعزم العطالة.[24]على أي حال يفرض التشابه في الحجم والكثافة بين الأرض والزهرة فرضية التشابه في التركيب الداخلي:نواةودثاروقشرةمثل الأرض. نواة كوكب الزهرة على أقل تقدير سائلة جزئيًا لأن كلا الكوكبين تعرض لنفس نسبة التبريد.[25]كما يفرض الصغر بنسبة قليلة في حجم الزُّهَرَة عن الأرض بأن الضغوط الداخلية تحت القشر أقل بكثير مما هي عليه على الأرض. الفرق الرئيسي بين الكوكبين هو عدم وجودصفائح تكتونيةعلى الزهرة، غالبًا بسبب جفاف القشرة والدثار. يؤدي هذا إلى التقليل من الضياع الحراري من الكوكب، ويمنعها من التبريد وهذا ما يفسر افتقارها إلى تولدحقل مغناطيسيداخلي.[26]

جغرافيًا[عدل]

خريطة للزهرة تُظهر "القارتين" المرتفعتين باللون الأصفر: أرض عشتار في الأعلى وأرض أفرودايت تحت خط الاستواء إلى اليمين.

حوالي 80% من سطح الزهرة يشمل السهول البركانية الناعمة.[27]قارتان مرتفعتان تصنعان بقيّة منطقتها السطحيّة، إحداهما في نصف الكوكب الشمالي والأخرى جنوبخط الاستواء.تدعى القارة الشماليةمرتفع عشتار(نسبة إلىعشتار، وهي إلهة الحبالبابلية)، وتقارب مساحتها مساحةأستراليا.أعلى جبل على كوكب الزهرة هوجبل ماكسويل، ويقع في أرض عشتار. قمّته تعلو 11 كيلومتر فوق «متوسط ارتفاع الزهرة السطحي»؛ وبالمقارنة مع أعلى قمة علىالأرض(قمةإفريست) فتلك ترتفع دون 9 كيلومترات فوق مستوى البحر. إنّ القارة الجنوبية تدعىمرتفعات أفرودايت(نسبة لآلهة الحباليونانية)، وهي الأكبر من بين المنطقتين، حيث يساوي حجمها تقريباً حجمأمريكا الجنوبية.معظم هذه القارة مغطّاة بالكسور والحفر.[28]

يمكن العثور علىالجبالوالوديانوالفوهات الصدميةبشكل شائع علىالكواكب الصخرية، والزهرة لها عدد من المعالم السطحيّة الفريدة. من بين هذه المعالمالبركانيةغير القابلة للتغيير «فارا»، التي يبدو شكلها كالفطائر ويتراوح حجمها بين 20 إلى 50 كيلومترًا، وارتفاعها من 100 إلى 1000 متر فوق مستوى السطح.[29]

كلّ المعالم الزهرية السطحيّة تقريباً سمّيت نسبة لنساء تاريخيات أو أسطوريات.[30]الاستثناءات الوحيدة هي جبل ماكسويل (المسمّى نسبة إلىجيمس ماكسويل) ومنطقتا ألفا وبيتا.[31]

جيولوجيا السطح[عدل]

المقالة الرئيسة:براكين الزهرة
صورة للزهرة بألوان كاذبة. حيث يَظهر مسح رادار عالمي لسطح الكوكب (من تصوير مركبة ماجلان الراداري).

يُعتقد أن معظم سطح الزهرة قد أعيد تشكيله نتيجة نشاط بركاني حدث قبل بضعة مئات من ملايين السنين. فتوجدعلى الزهرة أضعاف البراكينالتي توجد على الأرض، وأيضاً يوجد عليه 167 بركاناً عملاقاً يبلغ قطر كلّ منها أكثر من 100 كم. والتّجمع البركاني الوحيد من هذا الحجم على الأرض هو فيجزيرة هاوايوما حولها.[29]لكن ليس سبب هذا هو أن الزهرة أنشط بركانياً من الأرض، بل لأن قشرته أقدم. فالقشرة المُحيطية للأرض يتم تبديلها وتجديدها باستمرار بواسطة الحركة الهدّامة والبنّاءةللصفائح التكتونية، ويبلغ متوسط عمرها حوالي 100 مليون عام،[32]في حين أن عُمر سطح الزهرة يُقدّر بخمسمائة مليون عام.[29]

توجد دلائل مختلفة لنشاط بركانيّ متنامٍ على الزهرة. خلال برنامج فينيرا الذي أطلقهالاتحاد السوفيتي، قام المسباران فينيرا 11 و12 بالعثور على تيّار ثابت من البرق في جو الزهرة، وقد كشفت فينيرا 12 عن صعقة كهربائية قويّة بعد هبوطها بفترة قصيرة. وقامت مركبة «مصور الزهرة» (التي أطلقتهاإيسا) أيضاً بالكشف عن الكثير من الضوء في أعالي الغلاف الجوي للكوكب.[33]وفي حين أنالمطرهو الذي يسببالعواصف الرعديةعلىالأرض، فإنه لا توجد أمطار على الزهرة (بالرغم من أن هناك مطراً منحمض الكبريتفي أعالي غلافه الجوي تتبخّر على ارتفاع حول 25 كم فوق السطح). وأحد الاحتمالات الواردة أن رماداً من انبعاثات بركانيّة كان يولّد الضوء. وتوجد دلائل أخرى متحملة على أن هذا هو مسبب الضوء الذي رصدته المراكب.[34]

فوهات صدمية على سطح الزهرة (تمت إعادة بناء الصورة من معلومات الرادار).

هناك ما يُقارب 1,000فوهة صدميةعلى سطح الزهرة موزعة بالتساوي عليه. لكن على أجسام أخرى تملك فوهات كهذه - مثلالأرضوالقمر- تُظهر الفوهات تفاوتاً في مدى الكثافة. على القمر، يُسبب هذا التفاوت حدوث اصدامات ضخمة تمحي آثار القديمة، أما على الأرض فتسببه تعريةالرياحوالأمطار.بالرغم من هذا، فإن حوالي 85% من الفوهات على الزهرة محتفظة بحالتها الأصلية. مقدار كثافة الفوهات وحالتها المحفوظة جيداً يُشيران معاً إلى أن الكوكب بكامله خضع لعملية تجديد سطح عالمية قبل حوالي 300 أو 600 مليون سنة،[35][36]تبعها اضمحلال للنشاط البركاني.[37]قشرة الأرض في حركة مستمرة، لكن يُعتقد أن الزهرة لا يُمكنه أن يَتحمل عمليّة كهذه. فبدونصفائح تكتونيةلتبدِدَ الحرارة مندثاره، سيَخضع الزهرة بدلاً من ذلك لعملية دورية ترتفع فيها حرارة الدثار حتى تصل إلى مستوى حرج يُضعف القشرة. ثم، وخلال مدة تبلغ حوالي 100 عام، يَحدث انزلاق للقشرة على مستوى ضخم، يُذيبها ثم يُعيد تكوينها بالكامل.[29]

يَتراوح قطر الفوهات الزهرية من 3 إلى 280 كم. لا توجد فوهات بقطر أصغر من ثلاثة كيلومترات، وذلك بسبب تأثيرات الغلاف الجوي الكثيف والسميك على الأجسام التي تدخله. فالأجسام التي تملك أقل منطاقة حركيةمحددة يُبطئها الغلاف الجوي كثيراً بحيث أنها لا تستطيع تكوين فوهة عندما تصل إلى السطح بقوة اصطدامها الضئيلة.[38]القذائف المُصطدمة التي يَبلغ قطرها أقل من 50 متراً ستتشظى وتحترق في الغلاف الجوي قبل أن تصل إلى الأرض.[39]

الغلاف الجوي والمناخ[عدل]

المقالة الرئيسة:غلاف الزهرة الجوي
بُنية السحب الغلاف الجوي الزهري كما كانت تبدو عام 1979، وقد التقطت هذه الصورةبالأشعة فوق البنفسجيةمن قِبلمركبة بيونير الزهرة.

يَملك الزهرة غلافاً جوياً كثيفاً للغاية، والذي يتألف بشكل رئيسي منثنائي أكسيد الكربونومقدار صغير منالنيتروجين.تبلغ كتلة هذا الغلاف الجوي 93 ضعف كتلةغلاف الأرض الجوي، في حين أن ضغطه على سطح الكوكب يُعادل 92 ضعف ضغط جو الأرض على سطحها، فالضغط على سطح الزهرة يُكافئ الضغط على عمق ما يُقارب كيلومتراً واحداً تحتمحيط[؟]الأرض. وكثافة جو الزهرة عند السطح تبلغ 65 كغم/م³ (6.5% من كثافة الماء). يُولد الجو الغني بثاني أكسيد الكربون إضافة إلى السحب السميكة منثنائي أكسيد الكبريتأقوىاحتباس حراريعلى الإطلاق في النظام الشمسي، والذي يَتسبب بدوره بارتفاع حرارة السطح إلى أكثر من 460ْم.[40]هذا يجعل السطح الزهري أسخن من سطحعطاردوالذي تبلغ حرارته الدنيا -220ْ م والقصوى 420ْ م،[41]وهذا على الرغم من أن الزهرة يَبعد عن الشمس ضعف بعد عطارد عنها وهكذا فهو يتلقى 25% فقط منتشعيععطارد الشمسي. يُقال كثيراً عن سطح الزهرة أنه يُشبهالجحيم.[42]

تشير الدراسات إلى أن غلاف الزهرة الجوي قبل بضعة مليارات من السنين كان يُشبه كثيراً ما هو عليه جو الأرض اليوم، وربما كانت هناك كميات كبيرة من الماء السائل على السطح، لكن تأثير الاحتباس الحراري - الذي نتج عن تبخر الماء الأصلي - غير هذا كثيراً، حيث وَلدَ حداً خطيراً من الاحتباس الحراري في الجو أدى إلى وضع الكوكب الحالي.[43]

نقل الرياح للحرارة في الجوي السفلي للكوكب يَعني أن حرارة السطح الزهري لا تختلف بمقدار ذي أهمية بين جانبي الليل والنهار منه، وذلك على الرغم من دوران الكوكب شديد البطء. الرياح بطيئة عند السطح، حيث تتحرك بسرعة بضعة كيلومترات في الساعة، لكن بسبب الكثافة العالية للغلاف الجوي عند السطح الزهري فإنها تبذل مقداراً ملحوظاً من قوة حركتها لمقاومة العوائق، وتنقل الغبار والأحجار الصغير عبر السطح. وهذا وحده يَجعل المشي على سطح الزهرة صعباً للبشر، حتى ولو لم تكن الحرارة والافتقار إلى الأكسجين مشكلة.[44]

الحقل المغناطيسي والنواة[عدل]

اكتشف المسباربيونير الزهرة المداريسنة1980أنالحقل المغناطيسيللزهرة أقل بكثير مما هو للأرض. ويستحث هذه الحقل نتيجة التفاعل بين طبقةالأيونوسفيروالرياح الشمسية.[45]بالإضافة إلى فعلالديناموفي النواة الداخلية للكوكب بشكل مشابه لنشوءه في الأرض. يؤدي التأثير القليل للحقل المغناطيسي المستحث للزهرة إلى تأمين حماية قليلة لسطح الكوكب منالأشعة الكونية.وقد ينشأ هذا الإشعاع تفريغ بشكلبرقبين سحابتين.[46]

كان اكتشاف بأن الحقل المغناطيسي للزهرة أقل بكثير مما هو للأرض نتيجة مفاجئة وخصوصًا بأن هذين الكوكبين متساويين تقريبًا بالحجم، وتوقع أيضاً بأن يملكان نفس قيمة الحقل المغناطيسي. يتطلب تأثير الدينامو توافر ثلاث عوامل: السائل الناقل والدورانوالحمل.يعتقد أن النواة ناقلة للتيار الكهربائي، وبما أنها تدور غالباً بسرعة قليلة، أثبتت محاكاة بواسطة الحاسب أنها كافية لتوليد فعل الدينامو.[47][48]وبالتالي فإن النقص في الحقل المغناطيسي سيعود إلى النقص في الحمل. تحدث عملية الحمل في الأرض في الطبقة السائلة الخارجية من النواة كون الطبقة الداخلية أكثر حرارة من الخارجية. أدى حدث عالمي في كوكب الزهرة إلى إغلاقالصفائح التكتونيةمؤديًا إلى تقليل جريان الحرارة خلال القشرة. وقد سبب هذا إلى ازدياد حرارة الانصهار، وبالتالي التقليل من الجريان الحراري خارج النواة. ونتيجة لهذا لا يوجد تأثير جيودينامو يقود لنشوء الحقل المغناطيسي وبدل من ذلك فإن الحرارة الداخلية الصادرة من النواة تعيد تسخين القشرة.[49]

لا يوجد للزهرة نواة صلبة،[50]أو لم تبرد نواته حالياً. ولذلك فإن الحرارة للجزء الداخلي السائل من النواة تقريبًا متساوي. احتمال آخر لتفسير هذه الظاهرة هو فرضية أن كامل النواة الداخلية للزهرة هي صلبة تمامًا. تعتمد حالة النواة على تركيزالكبريتوهو حالياً غير معروف.

المدار والدوران[عدل]

الزهرة يدور حول نفسه بعكس اتجاه دوران معظم الكواكب الأخرى في النظام الشمسي حول نفسها.

يدور الزهرة حول الشمس على بُعد متوسّطه هو 108 مليونكم(حوالي 0.7و.ف)، ويُتم دورة حولها مرة كل 224.65 يوماً. وبالرغم من أن كلالمداراتالكوكبيةإهليجيّة، فإن مدار الزهرة هو أقربها إلى أن يكوندائرياً، حيث يبلغشذوذه المداريأقل من 0.01. عندما يقع الزهرة بين الأرض والشمس (ويُسمى موقعه حينها «الاقتران الأدنى») فإنه يكون أقرب الكواكب إلى الأرض (وحتى عندما تقترب الأرض إلى أقصى حد من الكواكب الأخرى تكون أبعد مما هي عليه عند الاقتران الأدنى بالزهرة)، حيث يقع على بُعد من الأرض متوسطه 41 مليون كم عند هذاالاقتران[؟].ويصل الكوكب إلى «الاقتران الأدنى» مرة كل 584 يومًا بالمتوسط.[1][51]لكن بسبب الشذوذ المداري المتناقص لكلا الأرض والزهرة فإن أدنى مسافة بينهما سوف تُصبح أكبر مستقبلاً. فمن الأعوام 1 إلى 5383 سوف يكون هناك 526 اقتراباً أدنى من 40 مليون كم، لكن بعد ذلك فلن يكون هناك أي منها لحوالي 6,200 سنة.[52]وخلال الفترات التي سيكون فيها الشذوذ أكبر يُمكن أن يصل الزهرة إلى قرب 38.2 مليون كم من الأرض.[1]

يُلاحظ عند نظر المرء من فوق القطب الشمالي للشمس (حيث أنه لو نظر من تحته فسوف تنعكس اتجاهات الدوران) فإن اتجاه دوران كل الكواكب حول الشمس سوف يكون بعكس اتجاه عقارب الساعة، وستدور أيضًا كل الكواكب حول نفسها بعكس اتجاه عقارب الساعة - ما عدا استثناء واحد، حيث أن الزهرة يدور حول نفسه باتجاه عقارب الساعة فيحركة تراجعيّة.مدة الدوران المحوري للزهرة (أي الدوران حول نفسه) حاليًا تمثل حالة متوازنة بين قوى المد والجزر الجذبويّة من الشمس التي تكبح دورانه، والمد والجزر الجويّ عليه الذي يسبّبه تسخين الشمس للغلاف الجوي السميك للزهرة. ربما كان الزهرة يملك انحرافاً ومدة دوران مختلفين عندما وُلد منالسديم الشمسي، ثم تحوّل إلى وضعه الحالي بسبب تغيّرات نتجت عن الاضطراب الكوكبي وتأثيرات المد والجزر على غلافه الجوي السميك والكثيف. ومن المرجح أن هذا التغير في مدة الدوران المحوري حدث تدريجياً على مدى مليارات السنين.[53][54]

مقارنة لأحجام ومداراتالكواكب الصخرية، من اليمين إلى اليسار:المريخ-الأرض- الزهرة -عطارد.

يُتم الزهرة دورة حول نفسه مرة كل 243 يومًا أرضيًا، وبهذا فهو يملك أبطأ مدة دوران من بين جميع كواكب النظام الشمسي على الإطلاق. يدور سطح الزهرة بسرعة 6.5 كم/سعنداستوائه، في حين أن سرعة دوران الأرض حول نفسها عند خط استوائها هي 1,670 كم/س.[55]وبذلك فيأخذاليوم الفلكيالزهريّ مدة أطول من السنة الزهريّة (243 يومًا أرضيًا للدوران المحوري و224.7 للدوران حول الشمس). لكن وبسبب الحركة التراجعية للزهرة فإناليوم الشمسيعليه أطول بشكل ملحوظ من اليوم الفلكي. فلراصد على سطح الزهرة الوقت بين كل شروقين للشمس سوف يكون 116.75 يومًا أرضيًا (وهذا يجعل اليوم الشمسي للزهرة أقصر منه علىعطارد، حيث يبلغ ذاك 176 يومًا أرضيًا). وإضافة إلى هذا، فستشرق الشمس من الغرب وستغرب في الشرق (وذلك بسبب دورانه العكسيّ حول نفسه). ويبلغ طول سنة الزهرة 1.92 يومًا زهرويًا كنتيجة ليومه الشمسي الطويل نسبيًا.[56]

وهناك ظاهرة غريبة في مدة الدوران المحوريّ وحول الشمس للزهرة، حيث أن متوسط الفاصل بين كل اقترابين له من الأرض هو 584 يومًا أرضيًا، وهذا ما يُساوي بالضبط تقريبًا 5 أيام شمسية زهريّة. ومن غير المعروف ما إذا كانت هذه العلاقة ناشئة بمحض الصدفة أم كنتيجة لكبحقوى المد والجزربينه وبين الأرض.[57]

عبور الزُّهَرَة[عدل]

المقالة الرئيسة:عبور الزهرة

هي ظاهرة فلكية يسببها مرور الزهرة بينالشمسوالأرض، فتبدو كنقطة سوداء صغيرة عابرة قرص الشمس. يقاس هذا العبور وأمثاله عادة بالساعات. العبوران الماضيان اللذان جريا عامي2004موفي سنة2012ملهما من الطول نحو 6 ساعات. يشبه العبور الكسوف الذي يسببه مرور القمر بين الأرض والشمس، ومع أن الزهرة أكبر من القمر بأربع مرات تقريباً إلا أن المسافة التي تفصلها عن الأرض تجعلها تبدو صغيرة للعيان. لقد ساهمت عمليات الرصد التي تابعت عبور الزهرة في حساب المسافة بين الشمس والأرض باستخدام قانوناختلاف المنظر.ويحدث عبور مشابه هو عبورعطاردلكنه صعب الرصد لأنّ عطارد أصغر حجماً من الزهرة وأقرب منها إلى الشمس وبالتالي أبعد عن الأرض.[58][59]

يعتبر عبور الزهرة أحد أكثر الظواهر الفلكية الدورية ندرة، إذ تتكرر في دورة مدتها 243 سنة، بعبورين يفصل بينهما 8 سنوات ثم آخر بعد 121.5 سنة، يليه آخر بعد 105.5 سنة. قبل عبور عام2004وقع آخر عبور عام1874و1882، لاحقاً للعبور القادم بعد عام2012، ستعبر الزهرة عامالقرن 22ثمالقرن 22.(عبوران يفصل بينهما 8 سنوات) ثم تمر 121.5 سنة ليحصل عبور وبعد 8 سنوات يقع عبور آخر، وهكذا.[60]

يمكن مراقبة عبور كوكب الزهرة بأمان من خلال اتخاذ الاحتياطات نفسها التي تستخدم عند مراقبةكسوف الشمس.فقد يسبب التحديق في قرص الشمس بدون حماية للعين ضرر سريع ودائم بالعين.[61]

كوكب بلا أقمار[عدل]

لا يوجد للزهرةأقمار طبيعية.ويعتبر هووعطاردالكوكبين الوحيدين الذين لا يملكان نظام أقمار. وللإجابة على سبب الشذوذ في هذين الكوكبين اقترحت فرضية في منتصفالستينات من القرن العشرين، بأن عطارد كان قمر للزهرة واستطاع الإفلات من مداره حول الزهرة. وتجري الآن تجارب عديدة بالمحاكاة بواسطة الحاسوب للتحقق من هذه الفرضية وأسباب الهروب المحتمل. كأن يكون بسببفعل قوة المد والجزربين الكوكبين قد تنتج هذا الإفلات. أو بسبب تباعد مداري الكوكبين عن بعضهما البعض.[62] لا يملك الزهرةقمرًا طبيعيًافي الوقت الحاضر،[63]بالرغم من أنه يملكتابعًا ظاهريًا(أي أنه يبدو ظاهرياً كأنه تابع دون ارتباط جذبوي حقيقي) هوالكويكب"2002 VE68"، لكن بالرغم من هذا،[64]فقد أعدّت دراسة لنماذج النظام الشمسي المبكر عام2006أظهرت أنه من المرجح أن الزهرة كان يملك قبل مليارات السنين قمرًا واحدًا على الأقل، نشأ عن طريقاصطدام[؟]ضخم بالكوكب.[65][66]وبعد ذلك بعشرة ملايين سنة وحسب الدراسة نفسها، فقد تسبّب اصطدام آخر بعكس اتجاه دوران الكوكب. وهذا الاصطدام الآخر تسبب باضطراب مدار القمر[67]واصطدامه في النهاية بالزهرة، وقد أدى اصطدام القمر إلى اندماجه مع الزهرة. وإذا كانت الاصطدامات اللاحقة قد ولّدت المزيد من الأقمار فإنها اندمجت بالزهرة بنفس الطريقة. وهنا تفسير بديل لفقدان الأقمار يقترح وجود تأثير قويّ من قوى المد والجزر الشمسية، وهذا يُمكنه أن يُفقد الأقمار التي تدور حول الكواكب الداخلية لاستقرارها.[63]

الرصد[عدل]

أطوار الزهرة والتغير في قطره الظاهري

دائمًا ما يكون الزهرة ألمع من أكثرالأجراملمعانًا في السماء، ويتراوحقدره الظاهريما بين -3.8 إلى -4.6.[68]يمكن بسهولة رؤية هذا الكوكب عندما تكونالشمستحت خط الأفق، مثل جميعالكواكب السفليةفإنه يتوضع على 47 درجة عن الشمس.[68]

يتجاوز الزهرة الأرض كل 584 يوم في دورانهم حول الشمس.[69]يتغير الزهرة من وضع نجمة المساء الذي يظهر بعد غروب الشمس إلى نجمة الصباح قبل شروق الشمس بقليل. بينما يبلغ عطارد أقصىاستطالةعند الزاوية 28 درجة، وغالبًا ما يكون تمييزه فيالشفق[؟]صعب. عندما يكون الزهرة في أقصى استطالة فإنه يبقى واضحًا لفترة طويلة بعد غروب الشمس.

تتغير أطوار الزهرة عندما يدور في مداره فتبدو أطواره خلالبالتلسكوبمشابه لأطوارالقمر.فيظهر الزهرة على شكل قرص كامل عندما يكون في الجانب المعاكس لاتجاه الشمس، ويظهر بأكبر ربع قرص عندما يكون في أقصى استطالة مع الشمس. ويظهر الزهرة عند رؤيته بالتلسكوب وكأنه محاط بهالة وسبب ذلك وجود غلاف جوي سميك به يقوم بعكس الضوء.[68]

لف الغموض منذ فترة طويلة وجود ضوء شاحب على الجانب المظلم من الكوكب، عندما يرصد هذا الكوكب في مرحلة الهلال. وأول تسجيل لهذا الرصد كان سنة1643، ولكن لم يكن وجود إنارة كافية لتأكيد موثوق به. وتكهن مراقبون أنها قد تنجم عن النشاط الكهربائي في الجو متعلق بكوكب الزهرة، لكنها قد تكون ولناتجة عن تأثير النفسي للمراقب بسبب الشكل الساطع جدًا للهلال.[70]

الدراسات[عدل]

الدراسات المبكرة[عدل]

أثبت اكتشاف جاليللو حول أطوار الزهرة أن الأرض تدور حول الشمس.

عرف الزهرة لدى الحضارات القديمة بنجمة الصباح ونجمة المساء، واعتبرت العديد من الحضارات القديمة أن المشاهدتين الصباحية والمسائية للزهرة تعودان لجرمين مختلفين. ينسب تمييز نجمتي الصباح والمساء على أنهما جرم واحد إلى الفيلسوف الإغريقيفيثاغورسوذلك في القرن السادس قبل الميلاد، الذي اعتقد أن الزهرة يدور حولالأرض.[71]

رصدعبور الزهرةلأول مرة في سنة1032بواسطةالفلكيين المسلمين، كما استنتجابن سيناأن الزهرة أكثر قربًا من الأرض منه إلىالشمس،[72]وقدر أن الزهرة يكون أحيانًا تحت الشمس. كما رصدابن الشاطرفيالقرن الثاني عشرنقطتين سَوْدَاوَيْنِ على وجه الشمس، والذي حدد فيما بعد على أنهما عبور لعطارد والزهرة للشمس بواسطةقطب الدين الشيرازيفيالقرن الثالث عشر.[73]

كانغاليليو غاليليأول من رصد الزهرةبالتلسكوبفي أوائلالقرن السابع عشرووجد أن الزهرة يبديأطوارمثل القمر، ليتغير من شكل هلالي إلى محدب إلى مكتمل ثم بالعكس. فعندما يكون الزهرة في أبعد نقطة عن الشمس في السماء يكون في نصف الطور، بينما عندما يكون في أقرب نقطة من الشمس يكون في الطور الكامل. وهذا يمكن حدوثه فقط إذا دار الزهرة حول الشمس، وبالتالي كانت هذه أول التناقضات معنموذج بطليموس الجغرافيالذي فرض بأن النظام الشمسي متمركز حول الأرض.[74]

اكتشف الغلاف الجوي للزهرة سنة1761من قبل العالم الروسيميخائيل لومونوسوف.[75][76]ليرصد الغلاف الجوي من قبل العالم الألمانييوهان شروترسنة1790، ليلاحظ أنه عندما يكون في الطور الهلالي فإن أحد نهايات الهلال يمتد لأكثر من 180 درجة وحدد ذلك بشكل صحيح أنه نتيجةتبعثرضوء الشمس من خلال غلاف جوي سميك. رصد العالم الأمركيشيستر ليمانفيما بعد حلقة كاملة حول الجزء المعتم من الزهرة موجدا أدلة إضافية على وجود غلاف جوي للزهرة.[77]أدى وجود الغلاف الجوي إلى تعقيد المهمة في حساب فترة الدوران الذاتي للزهرة، مما أدى إلى حسابات خاطئة لكل منجيوفاني كاسينيوشروتر اللذان قدّرا أن فترة الدوران هي 24 ساعة من علامات متحركة على سطح الزهرة.[78]

الدراسة الأرضية الثابتة[عدل]

كانت الاكتشافات قليلة حول الزهرة حتىالقرن العشرين، فهو قرص دائري بدون أي ملامح تذكر ولا توجد أي تلميحات حول شكل سطحه. وبتطور أجهزةجهاز التحليل الطيفي الفلكي[؟]والراداروالأشعة فوق البنفسجيةتم الكشف عن جزء من أسرار هذا الكوكب. وظهر أول كشف للكوكب بالأشعة فوق البنفسجية في سنة1920من قبلفرانك إلموري روزعندما وجد أن الصور الملتقطة بالأشعة فوق البنفسجية كشفت عن تفاصيل أكثر بكثير مما تم إحرازه بالضوء العاديوالأشعة تحت الحمراء، وأقترح أن هذا بسبب الطبقة الصفراء ذات الكثافة العالية جدًا في الجزء المنخفض من الغلاف الجوي وتعلوها طبقة رقيقة منسحاب القزع.[79]

أعطت الصور الملتقطة بأجهزة التحليل الطيفي قرائن أكثر عن دوران الزهرة. حاولفيستو سيلفرقياسانزياح دوبلرللضوء القادم من الزهرة لكنه لاحظ أنه لا يوجد أي دوران، وأرجع ذلك إلى أن الكوكب له فترة دوران أكبر بكثير مما خمن له سابقًا.[80]أظهرت الدراسات في سنة1950أن دورانه رجعي. أول دراسة بالرادار للزهرة تمت في سنة1960وأظهرت أول قيمة مقاسة لفترة دوران الزهرة قريبة من القيمة الحقيقية.[81]

كشف الرصد الراداري سنة1970ولأول مرة تفاصيل عن سطح الزهرة. استخدم لإرسال نبضات رادارية إلى الزهرة باستخدام تلسكوب ال300 م 980 قدم الراداري بواسطةمقراب أرسيبو الراداري.وكشف الصدى على منطقتين ذات انعكاسية عالية، عرفتا بالمنطقة ألفا والمنطقة بيتا. كما كشف الرصد على منطقة مشعة حددت كجبل سمي بجبل ماكسويل.[82]وهذه المناطق الثلاثة الوحيدة على سطح الزهرة التي لم تسمى بأسماء أنثوية.[83]

الرحلات الفضائية إلى الزُّهَرَة[عدل]

المحاولات المبكرة[عدل]

مارينر 2.

بدأ أول برنامج لاكتشاف الزهرة وفي نفس الوقت كانت أول مهمة كوكبية في21 فبراير1961بإطلاقالمسبارفينيرا 1ضمن برنامج فينيرا السوفيتي. وقد أطلق فينيرا 1 باتجاه مساري مباشر، لكن فقد الاتصال بالمسبار بعد 7 أيام من إطلاق المسبار، حين كان المسبار على بعد مليوني كم من كوكب الأرض. وقدر أنه مر على بعد 100000 كيلومتر من كوكب الزهرة في منتصف مايو.[84]

كذلك بدأ البرنامج الأمريكي لاكتشاف الزهرة بشكل سيئ، عندما تحطم المسبارمارينر 1بعد إطلاقه. لكن المهمة التاليةمارينر 2حققت نجاحًا كبيرًا، لتدخل في14 ديسمبرمن سنة1962في مدار الزهرة بعد 109 يوما من انطلاقها، لتكون أول مهمة استكشاف كوكبي ناجح في تاريخ البشرية، وحلقت على ارتفاع 34833 كم من على سطح الزهرة. كشفت أجهزةالأشعة الميكرويةوالأشعة تحت الحمراءالملحقة بالمسبار على اكتشافات هامة في الوقت الذي كانت فيه السحب العليا للزهرة باردة، ليجد حرارة سطحه عالية جدًا لا تقل عن 425 درجة مئوية. لينهي أي أمل في وجود الحياة على سطح هذا الكوكب. كما نجح المسبار مارينر 2 في الحصول على تقديرات حول كتلتهووحدته الفلكية، إلا أنه لم يكن قادر على تقديرالحقل المغناطيسيأوالحزام الإشعاعي.[85]

دخول الغلاف الجوي[عدل]

نجح المسبار السوفيتيفينيرا 3في الهبوط على سطح الزهرة في1 مارس1966، ليكون أول مركبة فضائية تنجح في الهبوط على سطح كوكب، إلا أنه فشل في الاتصال بالأرض بعد هبوطه وبالتالي لم يرسل أي بيانات عن سطح الزهرة.[86]ليتم اللقاء التالي بين الزهرة والمركبات الفضائية إلا في18 أكتوبر1967عندما نجحفينيرا 4في دخول الغلاف الجوي للزهرة، والقيام بالعديد من التجارب العلمية. أظهر فينيرا 4 أن حرارة الزهرة أكثر مما قاسه المسبار مارينر 2. حيث بلغت حوالي 500 درجة، كما أن الغلاف الجوي يتكون منأكسيد الكربون[؟]بنسبة تتراوح بين 90 و95%. لقد كان الغلاف الجوي للزهرة ذو كثافة أعلى مما كان يتوقعه مصممي فينيرا 4، ليبطئ من سرعة المظلة المعدة لهبوط فينيرا 4 على سطحه وتنفذ بطاريته. وأظهرت البيانات المرسلة أثناء الهبوط أنالضغطوصل إلى 15بارعلى ارتفاع 24.96 كم.[87]

نجح المسبارمارينر 5في19 أكتوبر1967في التحليق فوق الزهرة على ارتفاع 4000 كم فوق السحب العليا للغلاف الجوي. كان مارينر 5 مصمم أساسا كدعملمارينر 4في مهمة إلىالمريخ، لكن بعد نجاح المهمة أعيد تصميمه ليتلاءم مع مهمة الزهرة. كانت الأجهزة المزودة على متن مارينر 5 أكثر حساسية من تلك التي كانت على متن مارينر 2 وخصوصًاجهاز الاستشعار اللاسلكياستطاع الحصول على بيانات حول تركيب وضغط وكثافة الغلاف الجوي للزهرة.[88]تم تحليل البيانات المرصودة من قبل فينيرا 4 ومارينر 5 من قبل فريق علمي سوفيتي - أمريكي مشترك خلال سلسلة من الندوات في السنة التالية.[89]ليكون مثال مبكر على التعاون الفضائي المشترك.[90]

أدت الدروس المستفادة من تجربة فينيرا 4 إلى إطلاق مهمتين فضائيتين همافينيرا 5وفينيرا 6بفاصل زمني بينهما 5 أيام في ديسيمبر1969.وكان التقائهما مع الزهرة في 16 و17 مايو من نفس العام. وقد جهزا للعمل تحت ضغط 25 بار كما زودا بمظلة صغيرة للتوازن من أجل تسريع عملية الهبوط. ومنذ ذلك الحين تفترض النماذج حول الغلاف الجوي للزهرة بأن ضغطه يتراوح بين 75 و100 بار. وقد تحطم كلاهما على ارتفاع 20 كم قبل أن يصلا إلى الجانب المظلم من كوكب الزهرة.[87]

دراسة السطح والغلاف الجوي[عدل]

جهزفينيرا 7من أجل الحصول على البيانات من على سطح الكوكب وتم تصميم وتشييد هذا المسبار ليستطيع تحمل ضغط جوي يصل إلى 180 بار. يتم تبريد أولي للمسبار قبل دخوله في الغلاف الجوي كما أنه مجهز بمظلة شراعية من أجل تسريع الهبوط بخمسة وثلاثون دقيقة. دخل المسبار الغلاف الجوي في 15 ديسمبر من سنة1970، ويعتقد أن المظلة مزقت بشكل جزئي أثناء الهبوط، ليصطدم المسبار مع سطح الزهرة بشكل قوي ولكن هذا الاصطدام لم يكن محطم للمسبار، وغالبًا ما إصطدم المسبار مع سطح الزهرة بشكل جانبي. أرسل المسبار إشارة ضعيفة زودت بمعلومات عن درجة الحرارة لمدة 23 دقيقة، ليكون أولقياس عن بعدتم استقباله من على سطح كوكب آخر.[87]

تابع برنامج فينيرا أرسال بعثاته فأرسلفينيرا 8الذي أرسل بيانات من سطح الزهرة لمدة 50 دقيقة. ثم تلاهمفينيرا 9وفينيرا 10واللذان أرسلا أول الصور من أرض الزهرة. وقد أمن موقعي الهبوط صور لتضاريس مختلفة من على سطح الزهرة. حيث هبط فينيرا 9 على منحدر بزاوية 20 درجة منتشرة حوله صخور بمقاطع ما بين 30-40 سم، بينما هبط فينيرا 10 في أرضيةبازلتيةتشبه الألواح تتخللها تجاويف ناتجة عن عملياتالتجوية.[91]

في هذه الأثناء أرسلت الولايات المتحدة المسبارمارينر 10إلى مدار الزهرة لينطلق إلىعطاردباندفاع الجاذبية.ليمر في فبراير 1974 على ارتفاع 5790 كم فوق الزهرة مرسلا أكثر من 4000 صورة فوتوغرافية، وكانت هذه الصور من أفضل الصور التي تم الحصول عليها في ذلك الوقت. لتظهر أن ملامح الكوكب لا تظهر في الضوء العادي، لكن كشفت الأشعة فوق البنفسجية معلومات عن سحب الكوكب لم يكن من الممكن الحصول عليها من خلال الرصد الأرضي.[92]

تألف البرنامج الأمريكيمشروع بيونير الزهرةمن قسمين منفصلين:[93]بيونير الزهرة المداريوضع في مساربيضاويحول الزهرة في4 ديسمبر1978وبقي هناك لأكثر من ثلاثة عشر سنة يدرس الغلاف الجوي ويقوم بترسيم راداري للكوكب. بينما أطلقبيونير الزهرة متعدد المسابيرما مجموعه 4 مسابير إلى الغلاف الجوي المحيط بالزهرة وكان هدفه دراسة تركيب الغلاف الجوي للزهرة والرياح والتدفقات الحرارية وقد انطلقت هذه المسابير في9 ديسمبر1978.[94]

تم إرسال 4 بعثات أخرى تابعة لمشروع فينيرا الهادف إلى الدراسة الأرضية في السنوات الأربعة التالية. وتم الكشف من خلالفينيرا 11وفينيرا 12عنعاصفة كهربائية.بينما هبطتفينيرا 13وفينيرا 14وتحركت لمدة أربع أيام على سطح الزهرة من1 مارسإلى 5 منه من سنة1982مرسلة أول صورة فوتوغرافية ملونة لسطح الزهرة. تم الاعتماد على فتح مظلة في جميع المهمات الأربعة، وقد تم فتح المظلة على ارتفاع 50 كم فوق سطح الزهرة. أمن الغلاف الجوي الكثيف الاحتكاك اللازم للحصول على الهبوط الآمنللعربات الفضائيةالأربعة. وتم تحليل التربة بواسطة جهازالمطيافوجهازالتحليل باستخدام الأشعة السينيةالملحقين بفينيرا 13 وفينيرا 14.[95]لسوء الحظ تحطمت آلة تصوير فينيرا 14 وكسرت عدسته وفشل في القيام بتحاليل التربة.[96] أرسل المسبارين فينيرا 15 وفينيرا 16 في شهر أكتوبر من عام1983وتوضعا في مدار حول الزهرة وبدئا بترسيم راداري لسطح الزهرة باستخدامالمجمع الراداري الكوي.[97]

أخذالإتحاد السوفيتيالأفضلية في سنة1985بالقيام بمهمة لدراسة مشتركة لكل من الزهرةومذنب هاليالذي مر بالقرب من الكواكب الداخلية للمجموعة الشمسية في تلك السنة. للتواجه مركبتان فضائيتان تابعتانبرنامج فيجافي مواجهة هالي في الفترة ما بين 11 إلى 15 يونيو من ذلك العام. وعلى غرار برنامج فينيرا تم تحرير مسبارين ليتوازن في الغلاف الجوي بواسطة بالون محققًا التوازن على ارتفاع 53 كم حيث كان الضغط ودرجة الحرارة مماثلة لما هي على الأرض، واستمرت المهمة لمدة 46 ساعة لتكتشف أن الغلاف الجوي للزهرة أكثر إضطرابا مما كان متوقعا ويخضع لرياح عاتيةونقل حراري خليوي.[98][99]

الترسيم الراداري[عدل]

أطلق المسبار الفضائيماجلانفي4 مايو1989في مهمة تابعة لوكالةناسابغرض الرسم الراداري لسطح الزهرة.[31]الصور الرادارية ذات الدقة العالية التي تم الحصول عليها خلال الأربع سنين ونصف من عمر المهمة كانت ذات جودة تجاوزت جميع الصور في المهمات السابقة، وكانت مماثلة للصور الضوئية للكواكب الأخرى، وقد صور 98% من سطح الزهرة،[100]كما رسم 95% من الحقل المغناطيسي للكوكب. وعند نهاية المهمة في سنة1994تم توجيه المسبار إلى الغلاف الجوي للزهرة بغرض قياس كثافته أثناء تحطمه.[101]رصد الزهرة بواسطة المسبارينغاليلووكاسينيأثناء مهمتهما إلى الكواكب الخارجية فيما بعد. لكن يعتبر ماجلان آخر مسبار أرسل خصيصا إلى الزهرة.[102][103]

المهمات الحالية والمستقبلية[عدل]

رسم تخيلي لإحدى مسبارات الزهرة المستقبلية الخاصة بوكالةناسا.[104]

تم تصميم وبناء المسبارمصور الزهرةمن قبلوكالة الفضاء الأوروبيةوأطلق على متنالصاروخالروسيسويوزفي9 نوفمبرسنة2005، وقد تمكن في الدخول بنجاح فيمدار قطبيحول الزهرة في11 أبريل2006.[105]ومهمة المسبار القيام بدراسة تفصيلية حول الغلاف الجوي وسحب الزهرة، كذلك ترسيم بيئةالبلازماوملامح سطحه ودرجة حرارته. تمتد مهمته على الأقل لمدة 500 يوم أرضي أو ما يعادل سنتين من سنين الزهرة.[105]وإحدى النتائج التي تم تحقيقها بواسطة هذا المسبار اكتشافدوامة قطبيةمضاعفة فيالقطب الجنوبيللزهرة.[105]

قاممسبار ميسنجربالقيام بتحليقين فوق الزهرة في أكتوبر سنة2006ويونيو2007ليبطئ من مساره ويدخل في مدارعطاردسنة2011.وقد جمع بيانات علمية في كلا التحليقين.[106]كما سترسل وكالة الفضاء الأوربية مسبار يدعىبيبي كولومبوإلى عطارد وسيقوم المسبار بتحليقين فوق الزهرة في أغسطس سنة2013قبل أن يصل عطارد سنة 2019.[107]

أطلقتمنظمة بحوث الفضاء اليابانيةمهمة باسمأكاتوسوكيفي20 مايوسنة2010، وتشمل التحقيقات المخطط لها تصوير السطح بكاميرا ذاتأشعة تحت الحمراء، كما تهدف إلى تأكيد وجودالبرقوتحديد وجودبراكينحالية على سطحه.[108]ضمنبرنامج الحدود الجديدلوكالة ناسا، أعدت ناساعربة فضائيةتدعىفينوس إن سيتو إكسبلوررلدراسة الظروف السطحية واستكشاف العناصر والمعادن على سطح الكوكب. ستزود العربة بمثقاب لدراسة عينات من الصخور لم تتعرض للظروف السطحية القاسية الموجودة على سطح الكوكب. كما ستطلقروسياالمسبارفينيرا دفي سنة 2026 لدراسة الكوكب عن طريق الاستشعار عن بعد إضافة إلى تنزيل عربة فضائية على سطحه.[109]

الزُّهَرَة عند القدماء[عدل]

جدول الزهر لأنو وأنليل.

عرف البشر الزهرة منذ عصور ما قبل التاريخ، بما أنه واحد من أكثر النجوم لمعاناً في السماء واكتسب رسوخًا في الثقافة الإنسانية. وقد وصف في نصوصالكتابة المسماريةالبابليةفيجدول الزهر لأنو وأنليلوتصل تاريخ تلك الملاحظات إلى ما قبل سنة 1600 قبل الميلاد.[110]وقد سمى البابليون هذا الكوكب باسمعشتاروهي تمثل الأنوثة وإلهة الحب عندهم.[111]

اعتقد المصريون القدماء بأن الزهرة هو جرمين منفصلين وقد دعو نجمة الصباح باسم «تيوموتيري» ونجمة المساء باسم «كويتي».[112]وكذلك اعتقدالإغريقبحيث دعوا نجمة الصباح باسم «فوسفوروس» (باليونانية القديمة:Φωσφόρος) ونجمة المساء باسم «هيسبوروس» (باليونانية القديمة:Ἐωσφόρος). أدرك الإغريق فيالعصر الهلنستيأن كلا الجرمين هما جرم واحد،[113][114]وقد دعوه فيما بعد باسم إلهة الحب «أفروديت».[115] ومن ثم دعى الرومان هذا الكوكب باسم «فينوس» وهو اسم إلهة الحب عند الرومان.[116]

كان الزهرة هاماً لدىحضارة الماياالذين أنشأوا رزنامة دينية واعتمد جزء منها على حركة الزهرة، لتحديد والتنبأ بظواهر مثل الحرب.[117]كما كان الزهرة هاماً لسكانأسترالياالأصليين حيث كان يجتمع حشد منهم بعد غروب الشمس بانتظار ظهور الزهرة، للتعبير عن اتصالهم بمن ماتوا من أحبتهم.[118]كما يعرف الزهرة عند الهنود القدماء باسم «شوكرا» (بالسنسكريتية دولية الأبجدية:शुक्र ،சுக்ரன் ،ಶುಕ್ರ) وهو واحد من تسعةنافرجها، كما هو الحال بالنسبة إلى إله الثروة والمتعة والتكاثر.[119]

صور[عدل]

انظر أيضا[عدل]

المراجع[عدل]

  1. ^ابجWilliams، David R. (15 أبريل 2005)."Venus Fact Sheet".NASA. مؤرشف منالأصلفي 2019-05-02.اطلع عليه بتاريخ2007-10-12.
  2. ^Comcast: Venus
  3. ^В. Фесенков (1928). "Венера".Большая советская энциклопедия. Том 10, 1928(بالروسية).10.QID:Q124812666.
  4. ^Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et al. (2007)."Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006"[وصلة مكسورة].Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 90: 155–180.doi:10.1007/s10569-007-9072-y.Retrieved 2007-08-28.نسخة محفوظة8 أبريل 2020 على موقعواي باك مشين.[وصلة مكسورة]
  5. ^تقرير للاتحاد الفلكي الدولي / IAG الفريق العامل المعني بتنسيق ورسم الخرائط عناصر دوران الكواكب والاقمار: 2000نسخة محفوظة14 فبراير 2017 على موقعواي باك مشين.
  6. ^ابVenus phase function and forward scattering from H2SO4[وصلة مكسورة]نسخة محفوظة8 أبريل 2020 على موقعواي باك مشين.
  7. ^Mallama, A. (2011). "Planetary magnitudes". Sky and Telescope 121(1): 51–56.
  8. ^"HORIZONS Web-Interface for Venus (Major Body=299)".JPL Horizons On-Line Ephemeris System.2006-Feb-27 (GEOPHYSICAL DATA). مؤرشف منالأصلفي 13 يوليو 2017.اطلع عليه بتاريخ2010-11-28.{{استشهاد ويب}}:تحقق من التاريخ في:|تاريخ=(مساعدة)(Using JPL Horizons you can see that on 2013-Dec-08 Venus will have an apmag of -4.89)
  9. ^Espenak، Fred (1996)."Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006".NASA Reference Publication 1349.NASA/Goddard Space Flight Center. مؤرشف منالأصلفي 2019-04-03.اطلع عليه بتاريخ2006-06-20.
  10. ^B. A. Archinal; M. F. A’Hearn; E. Bowell; G. J. Consolmagno; J. Oberst; D. J. Tholen (4 Dec 2010). "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements: 2009".Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy(بالإنجليزية).109(2): 101–135.DOI:10.1007/S10569-010-9320-4.ISSN:0923-2958.Zbl:1270.70012.QID:Q27638684.
  11. ^ابVenus Fact Sheet, Global view of Venus: Venus/Earth Comparisonنسخة محفوظة22 ديسمبر 2017 على موقعواي باك مشين.
  12. ^NASA FACTS(بالإنجليزية),National Aeronautics and Space Administration,QID:Q6952408
  13. ^Solar System Exploration: Venus: Facts & Figuresنسخة محفوظة18 فبراير 2012 على موقعواي باك مشين.
  14. ^Space Topics: Compare the Planets, The Terrestrial Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Marsنسخة محفوظة4 يونيو 2016 على موقعواي باك مشين.
  15. ^[أ]محمد خير أبو حرب(1985)،المعجم المدرسي، مراجعة: ندوة النوري (ط. 1)، دمشق:وزارة التربية، ص. 467،OCLC:1136027329،QID:Q116176016
    [ب]مرتضى الزبيدي(1965)،تاج العروس من جواهر القاموس، الكويت:المجلس الوطني للثقافة والفنون والآداب، ج. 4، ص. 332،OCLC:4771229441،QID:Q116052647
  16. ^ابEsposito، Larry W. (9 مارس 1984)."Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism".Science.ج. 223 ع. 4640: 1072–1074.DOI:10.1126/science.223.4640.1072.PMID:17830154.مؤرشف منالأصلفي 2020-02-25.اطلع عليه بتاريخ2009-04-29.
  17. ^Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (مارس 2001). "The Recent Evolution of Climate on Venus".Icarus.ج. 150 ع. 1: 19–37.Bibcode:2001Icar..150...19B.DOI:10.1006/icar.2000.6570.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  18. ^ابNimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus".Annual Review of Earth and Planetary Sciences.ج. 26 ع. 1: 23–53.Bibcode:1998AREPS..26...23N.DOI:10.1146/annurev.earth.26.1.23.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  19. ^"Caught in the wind from the Sun".ESA (Venus Express). 28 نوفمبر 2007. مؤرشف منالأصلفي 2012-10-28.اطلع عليه بتاريخ2008-07-12.
  20. ^Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. (2008). "Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data".Journal of Geophysical Research, Planets.ج. 113: E00B24.DOI:10.1029/2008JE003134.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  21. ^Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (مارس 2001). "The Recent Evolution of Climate on Venus".Icarus.ج. 150 ع. 1: 19–37.DOI:10.1006/icar.2000.6570.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  22. ^Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (2004).Volcanic worlds: exploring the solar system's volcanoes.Springer. ص. 61.ISBN:3540004319.{{استشهاد بكتاب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  23. ^"Atmosphere of Venus".The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght.مؤرشف منالأصلفي 2019-04-02.اطلع عليه بتاريخ2007-04-29.
  24. ^Goettel، K. A. (16–20 مارس 1981)."Density constraints on the composition of Venus".Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference.Houston, TX: Pergamon Press. ص. 1507–1516. مؤرشف منالأصلفي 2019-05-08.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}:الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
  25. ^Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007).Introduction to planetary science: the geological perspective.Springer eBook collection. Springer. ص.201.ISBN:1402052332.{{استشهاد بكتاب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  26. ^Nimmo, F. (2002)."Crustal analysis of Venus from[[ماجلان (توضيح)|ماجلان (توضيح)]][[[ماجلان (توضيح)|؟]]][[تصنيف:مقالات بها وصلات داخلية إلى صفحات توضيح]] satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio ".Geology.ج. 30: 987–990.DOI:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2.مؤرشف منالأصلفي 2022-04-21.{{استشهاد بدورية محكمة}}:تعارض مسار مع وصلة (مساعدة)
  27. ^Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (1995)."Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas".الأرض والقمر والكواكب.ج. 66 ع. 3: 285–336.Bibcode:1995EM&P...66..285B.مؤرشف منالأصلفي 2019-05-28.اطلع عليه بتاريخ2009-08-03.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  28. ^Kaufmann، W. J. (1994).Universe.New York: W. H. Freeman. ص.204.ISBN:0716723794.مؤرشف منالأصلفي 2022-04-22.
  29. ^ابجدFrankel، Charles (1996).Volcanoes of the Solar System.Cambridge University Press.ISBN:0521477700.مؤرشف منالأصلفي 2022-04-26.
  30. ^Batson, R.M.; Russell J. F. (18–22 مارس 1991)."Naming the Newly Found Landforms on Venus"(PDF).Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII.Houston, Texas. ص. 65. مؤرشف منالأصل(PDF)في 2016-04-01.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.{{استشهاد بمنشورات مؤتمر}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  31. ^ابYoung, C.، المحرر (أغسطس 1990).The Magellan Venus Explorer's Guide(ط. JPL Publication 90-24). California: Jet Propulsion Laboratory. مؤرشف منالأصلفي 2019-05-03.
  32. ^Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (2007).Fundamental Astronomy.Springer. ص.162.ISBN:3540341439.{{استشهاد بكتاب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  33. ^"Venus also zapped by lightning".CNN. 29 نوفمبر 2007. مؤرشف منالأصلفي 2008-12-18.اطلع عليه بتاريخ2007-11-29.
  34. ^Glaze، L. S. (1999)."Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus".Journal of Geophysical Research.ج. 104: 18899–18906.Bibcode:1999JGR...10418899G.DOI:10.1029/1998JE000619.مؤرشف منالأصلفي 2012-11-01.اطلع عليه بتاريخ2009-01-16.
  35. ^Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus".Annual Review of Earth and Planetary Sciences.ج. 26: 23–53.Bibcode:1998AREPS..26...23N.DOI:10.1146/annurev.earth.26.1.23.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  36. ^Strom، R. G. (1994). "The global resurfacing of Venus".Journal of Geophysical Research.ج. 99: 10899–10926.Bibcode:1994JGR....9910899S.DOI:10.1029/94JE00388.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
  37. ^Romeo, I.; Turcotte, D. L. (2009). "The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing".Icarus.ج. 203: 13.DOI:10.1016/j.icarus.2009.03.036.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  38. ^Herrick، R. R. (1993). "Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population".Icarus.ج. 112: 253–281.Bibcode:1994Icar..112..253H.DOI:10.1006/icar.1994.1180.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
  39. ^David Morrison (2003).The Planetary System.Benjamin Cummings.ISBN:0-8053-8734-X.
  40. ^"Venus".Case Western Reserve University. 14 سبتمبر 2006. مؤرشف منالأصلفي 2009-09-11.اطلع عليه بتاريخ2007-07-16.
  41. ^Lewis، John S. (2004).Physics and Chemistry of the Solar System(ط. 2nd). Academic Press. ص.463.ISBN:012446744X.
  42. ^Henry Bortman (2004)."Was Venus Alive? 'The Signs are Probably There'".space. مؤرشف منالأصلفي 2010-12-24.اطلع عليه بتاريخ2010-07-31.
  43. ^ Kasting، J. F. (1988). "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of earth and Venus".Icarus.ج. 74 ع. 3: 472–494.DOI:10.1016/0019-1035(88)90116-9.
  44. ^ Moshkin, B. E.; Ekonomov, A. P.; Golovin Iu. M. (1979). "Dust on the surface of Venus".Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research).ج. 17: 280–285.Bibcode:1979CoRe...17..232M.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الوسيط|تاريخ الوصولبحاجة لـ|مسار=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  45. ^Kivelson G. M., Russell, C. T. (1995)."Introduction to Space Physics".Cambridge University Press.ISBN:0521457149.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الاستشهاد بدورية محكمة يطلب|دورية محكمة=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  46. ^Upadhyay, H. O.; Singh, R. N. (أبريل 1995). "Cosmic ray Ionization of Lower Venus Atmosphere".Advances in Space Research.ج. 15 ع. 4: 99–108.DOI:10.1016/0273-1177(94)00070-H.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  47. ^Luhmann J. G., Russell C. T. (1997). J. H. Shirley and R. W. Fainbridge (المحرر).Venus: Magnetic Field and Magnetosphere.Chapman and Hall, New York.ISBN:978-1-4020-4520-2.مؤرشف منالأصلفي 2018-10-01.اطلع عليه بتاريخ2009-06-28.{{استشهاد بكتاب}}:|عمل=تُجوهل (مساعدة)
  48. ^Stevenson، D. J. (2003-03-15). "Planetary magnetic fields".Earth and Planetary Science Letters.ج. 208 ع. 1–2: 1–11.DOI:10.1016/S0012-821X(02)01126-3.{{استشهاد بدورية محكمة}}:تحقق من التاريخ في:|سنة=لا يطابق|تاريخ=(مساعدة)
  49. ^Nimmo، Francis (نوفمبر 2002)."Why does Venus lack a magnetic field?"(PDF).Geology.ج. 30 ع. 11: 987–990.DOI:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2.مؤرشف منالأصل(PDF)في 2018-10-01.اطلع عليه بتاريخ2009-06-28.
  50. ^Konopliv, A. S.; Yoder, C. F. (1996)."Venusiank2tidal Love number from Magellan and PVO tracking data ".Geophysical Research Letters.ج. 23 ع. 14: 1857–1860.DOI:10.1029/96GL01589.مؤرشف منالأصلفي 2012-11-01.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  51. ^Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; Withers, Paul G.; McKay, Christopher P. (2001)."Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport"(PDF).مركز أميس للأبحاث,University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory. مؤرشف منالأصل(PDF)في 2018-10-03.اطلع عليه بتاريخ2007-08-21.{{استشهاد ويب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  52. ^"Solex by Aldo Vitagliano".مؤرشف منالأصلفي 2015-05-24.اطلع عليه بتاريخ2009-03-19.(numbers generated by Solex)
  53. ^Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; de Surgy, Olivier Néron (مايو 2003)."Long-term evolution of the spin of Venus I. theory"(PDF).Icarus.ج. 163 ع. 1: 1–23.DOI:10.1016/S0019-1035(03)00042-3.مؤرشف منالأصل(PDF)في 2019-09-27.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  54. ^Correia, A. C. M.; Laskar, J. (2003)."Long-term evolution of the spin of Venus: II. numerical simulations"(PDF).Icarus.ج. 163: 24–45.DOI:10.1016/S0019-1035(03)00043-5.مؤرشف منالأصل(PDF)في 2019-05-02.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  55. ^Bakich, Michael E. (2000).The Cambridge planetary handbook.Cambridge University Press. ص. 50.ISBN:0521632803.
  56. ^"Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars".Planetary Society. مؤرشف منالأصلفي 2006-09-02.اطلع عليه بتاريخ2007-04-12.
  57. ^Gold, T.; Soter, S. (1969). "Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus".Icarus.ج. 11: 356–366.DOI:10.1016/0019-1035(69)90068-2.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  58. ^Hornsby، T. (1771)."The quantity of the Sun's parallax, as deduced from the observations of the transit of Venus on June 3, 1769".Philosophical Transactions of the Royal Society.ج. 61: 574–579.DOI:10.1098/rstl.1771.0054.مؤرشف منالأصلفي 2019-05-09.
  59. ^Woolley، Richard (1969).<19:CCATTO>2.0.CO;2-K "Captain Cook and the Transit of Venus of 1769".Notes and Records of the Royal Society of London.ج. 24 ع. 1: 19–32.DOI:10.1098/rsnr.1969.0004.مؤرشف من<19:CCATTO>2.0.CO;2-K الأصلفي 2020-04-08.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.
  60. ^Espenak، Fred (2004)."Transits of Venus, Six Millennium Catalog: 2000 BCE to 4000 CE".Transits of the Sun.NASA. مؤرشف منالأصلفي 2019-05-02.اطلع عليه بتاريخ2009-05-14.
  61. ^"Transit of Venus - Safety".University of Central Lancashire. مؤرشف منالأصلفي 2014-08-04.اطلع عليه بتاريخ2006-09-21.
  62. ^"SCIENCE DIRECT".مؤرشف منالأصلفي 6 نوفمبر 2012.اطلع عليه بتاريخ أغسطس 2020.{{استشهاد ويب}}:تحقق من التاريخ في:|تاريخ الوصول=(مساعدة)
  63. ^ابSheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (يوليو 2009). "A survey for satellites of Venus".Icarus.ج. 202 ع. 1: 12–16.DOI:10.1016/j.icarus.2009.02.008.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  64. ^Mikkola, S.; Brasser, R.; Wiegert, P.; Innanen, K. (يوليو 2004). "Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.ج. 351: L63.DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  65. ^Musser, George (31 أكتوبر 1994)."Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon".Scientific American. مؤرشف منالأصلفي 2007-09-26.اطلع عليه بتاريخ2007-08-03.
  66. ^Tytell، David (10 أكتوبر 2006)."Why Doesn't Venus Have a Moon?".SkyandTelescope. مؤرشف منالأصلفي 2012-05-30.اطلع عليه بتاريخ2007-08-03.
  67. ^Whitman، Justine (19 فبراير 2006)."Moon Motion & Tides".Aerospaceweb.org. مؤرشف منالأصلفي 2018-08-31.اطلع عليه بتاريخ2007-08-03.
  68. ^ابجNASA Reference Publication 1349.نسخة محفوظة04 ديسمبر 2016 على موقعواي باك مشين.
  69. ^Fact Sheet.[وصلة مكسورة]نسخة محفوظة8 أبريل 2020 على موقعواي باك مشين.
  70. ^Baum، R. M. (2000). "The Enigma tic ashen light of Venus: an overview".Journal of the British Astronomical Association.ج. 110: 325.Bibcode:2000JBAA..110..325B.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الوسيط|تاريخ الوصولبحاجة لـ|مسار=(مساعدة)
  71. ^Pliny the Elder (1991).Natural History II:36–37.translated by John F. Healy. Harmondsworth, Middlesex, UK: Penguin. ص. 15–16.
  72. ^Goldstein، Bernard R. (مارس 1972). "Theory and Observation in Medieval Astronomy".Isis.دار نشر جامعة شيكاغو.ج. 63 ع. 1: 39–47 [44].DOI:10.1086/350839.
  73. ^S. M. Razaullah Ansari (2002).History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997.Springer.ص. 137.ISBN:1402006578.
  74. ^Anonymous."Galileo: the Telescope & the Laws of Dynamics".Astronomy 161; The Solar System.Department Physics & Astronomy, University of Tennessee. مؤرشف منالأصلفي 2018-07-18.اطلع عليه بتاريخ2006-06-20.
  75. ^Marov، Mikhail Ya. (2004). D.W. Kurtz (المحرر).Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit.Proceedings of IAU Colloquium #196.Preston, U.K.: Cambridge University Press. ص. 209–219.DOI:10.1017/S1743921305001390.مؤرشف منالأصلفي 2018-10-05.
  76. ^"Mikhail Vasilyevich Lomonosov".Britannica online encyclopedia.Encyclopædia Britannica, Inc. مؤرشف منالأصلفي 2008-07-25.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.
  77. ^Russell، H. N. (1899)."The Atmosphere of Venus".Astrophysical Journal.ج. 9: 284–299.DOI:10.1086/140593.مؤرشف منالأصلفي 2022-04-22.
  78. ^Hussey، T. (1832). "On the Rotation of Venus".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.ج. 2: 78–126.Bibcode:1832MNRAS...2...78H.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الوسيط|تاريخ الوصولبحاجة لـ|مسار=(مساعدة)
  79. ^Ross، F. E. (1928). "Photographs of Venus".Astrophysical Journal.68–92: 57.DOI:10.1086/143130.
  80. ^Slipher، V. M. (1903)."A Spectrographic Investigation of the Rotation Velocity of Venus".Astronomische Nachrichten.ج. 163: 35.DOI:10.1002/asna.19031630303.مؤرشف منالأصلفي 2018-07-25.
  81. ^Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements".Science.ج. 139 ع. 3558: 910–911.DOI:10.1126/science.139.3558.910.PMID:17743054.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  82. ^Campbell, D. B.; Dyce, R. B.; Pettengill G. H. (1976). "New radar image of Venus".Science.ج. 193 ع. 4258: 1123–1124.DOI:10.1126/science.193.4258.1123.PMID:17792750.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  83. ^Carolynn Young، المحرر (أغسطس 1990)."Chapter 8, What's in a Name?".The Magellan Venus Explorer's Guide.NASA/JPL. مؤرشف منالأصلفي 2016-12-04.اطلع عليه بتاريخ2009-07-21.
  84. ^Mitchell، Don (2003)."Inventing The Interplanetary Probe".The Soviet Exploration of Venus.مؤرشف منالأصلفي 2018-10-12.اطلع عليه بتاريخ2007-12-27.
  85. ^Jet Propulsion Laboratory (1962)."Mariner-Venus 1962 Final Project Report"(PDF).SP-59. NASA. مؤرشف منالأصل(PDF)في 2014-02-11.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الاستشهاد بدورية محكمة يطلب|دورية محكمة=(مساعدة)
  86. ^Mitchell، Don (2003)."Plumbing the Atmosphere of Venus".The Soviet Exploration of Venus.مؤرشف منالأصلفي 2018-09-30.اطلع عليه بتاريخ2007-12-27.
  87. ^ابجاكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح<ref>والإغلاق</ref>للمرجعmitchell_2
  88. ^Eshleman, V.; Fjeldbo, G. (1969)."The atmosphere of Venus as studied with the Mariner 5 dual radio-frequency occultation experiment"(PDF).SU-SEL-69-003. NASA. مؤرشف منالأصل(PDF)في 2013-12-03.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الاستشهاد بدورية محكمة يطلب|دورية محكمة=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  89. ^"Report on the Activities of the COSPAR Working Group VII".Preliminary Report, COSPAR Twelfth Plenary Meeting and Tenth International Space Science Symposium.Prague, Czechoslovakia: National Academy of Sciences. 11–24 مايو 1969. ص. 94.
  90. ^Sagdeev, Roald; Eisenhower, Susan (28 مايو 2008)."United States-Soviet Space Cooperation during the Cold War".Logsdon, John. مؤرشف منالأصلفي 2018-12-25.اطلع عليه بتاريخ2009-07-19.{{استشهاد ويب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  91. ^Mitchell، Don (2003)."First Pictures of the Surface of Venus".The Soviet Exploration of Venus.مؤرشف منالأصلفي 2018-10-01.اطلع عليه بتاريخ2007-12-27.
  92. ^Dunne, J.; Burgess, E. (1978)."The Voyage of Mariner 10"(PDF).SP-424. NASA. مؤرشف منالأصل(PDF)في 2013-12-03.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.{{استشهاد بدورية محكمة}}:الاستشهاد بدورية محكمة يطلب|دورية محكمة=(مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  93. ^Colin, L.; Hall, C. (1977)."The Pioneer Venus Program".Space Science Reviews.ج. 20: 283–306.DOI:10.1007/BF02186467.مؤرشف منالأصلفي 2018-07-25.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  94. ^Williams، David R. (6 يناير 2005)."Pioneer Venus Project Information".NASA Goddard Space Flight Center. مؤرشف منالأصلفي 2019-05-15.اطلع عليه بتاريخ2009-07-19.
  95. ^Mitchell، Don (2003)."Drilling into the Surface of Venus".The Soviet Exploration of Venus.مؤرشف منالأصلفي 2019-01-10.اطلع عليه بتاريخ2007-12-27.
  96. ^اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح<ref>والإغلاق</ref>للمرجعmitchell_4
  97. ^Greeley، Ronald (2007).Planetary Mapping.Cambridge University Press. ص. 47.ISBN:9780521033732.مؤرشف منالأصلفي 2020-02-25.اطلع عليه بتاريخ2009-07-19.{{استشهاد بكتاب}}:|archive-date=/|archive-url=timestamp mismatch (مساعدة) والوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
  98. ^Linkin, V.; Blamont, J.; Preston, R. (1985). "The Vega Venus Balloon experiment".Bulletin of the American Astronomical Society.ج. 17 ع. 4744: 722.DOI:10.1126/science.231.4744.1407.PMID:17748079.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  99. ^Sagdeev, R. Z.; Linkin, V. M.; Blamont, J. E.; Preston, R. A. (1986).<1407:TVVBE>2.0.CO;2-E "The VEGA Venus Balloon Experiment".Science.ج. 231 ع. 4744: 1407–1408.DOI:10.1126/science.231.4744.1407.PMID:17748079.مؤرشف من<1407:TVVBE>2.0.CO;2-E الأصلفي 2020-04-08.اطلع عليه بتاريخ2009-07-12.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  100. ^Lyons, Daniel T.; Saunders, R. Stephen; Griffith, Douglas G. (مايو–يونيو 1995). "The Magellan Venus mapping mission: Aerobraking operations".Acta Astronautica.ج. 35 ع. 9–11: 669–676.DOI:10.1016/0094-5765(95)00032-U.{{استشهاد بدورية محكمة}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  101. ^"Magellan begins termination activities".JPL Universe.9 سبتمبر 1994. مؤرشف منالأصلفي 2016-12-03.اطلع عليه بتاريخ2009-07-30.
  102. ^Van Pelt، Michel (2006).Space invaders: how robotic spacecraft explore the solar system.Springer. ص.186–189.ISBN:0387332324.
  103. ^Davis, Andrew M.; Holland, Heinrich D.; Turekian, Karl K. (2005).Meteorites, comets, and planets.Elsevier. ص. 489.ISBN:0080447201.{{استشهاد بكتاب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  104. ^G. A. Landis, "Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus," paper IAC-04-Q.2.A.08,Acta Astronautica, Vol. 59,7, 517-580 (October 2006). Seeanimationنسخة محفوظة04 مارس 2016 على موقعواي باك مشين.
  105. ^ابج"Venus Express".ESA Portal.European Space Agency. مؤرشف منالأصلفي 2012-12-07.اطلع عليه بتاريخ2008-02-09.
  106. ^ "Timeline".MESSENGER.مؤرشف منالأصلفي 2016-04-13.اطلع عليه بتاريخ2008-02-09.
  107. ^"BepiColombo".ESA Spacecraft Operations.مؤرشف منالأصلفي 2012-10-18.اطلع عليه بتاريخ2008-02-09.
  108. ^"Venus Climate Orbiter" PLANET-C "".JAXA.مؤرشف منالأصلفي 2013-10-30.اطلع عليه بتاريخ2008-02-09.
  109. ^"Atmospheric Flight on Venus".NASA Glenn Research Center Technical Reports.مؤرشف منالأصلفي 2011-10-21.اطلع عليه بتاريخ2008-09-18.
  110. ^Sachs، A. (1974). "Babylonian Observational Astronomy".Philosophical Transactions of the Royal Society of London.ج. 276 ع. 1257: 43–50.DOI:10.1098/rsta.1974.0008.
  111. ^Meador، Betty De Shong (2000).Inanna, Lady of Largest Heart: Poems of the Sumerian High Priestess Enheduanna.University of Texas Press. ص.15.ISBN:0292752423.مؤرشف منالأصلفي 2021-06-25.
  112. ^Cattermole, Peter John; Moore, Patrick (1997).Atlas of Venus.Cambridge University Press. ص.9.ISBN:0521496527.{{استشهاد بكتاب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  113. ^Fox، William Sherwood (1916).The Mythology of All Races: Greek and Roman.Marshall Jones Company. ص. 247. مؤرشف منالأصلفي 2020-02-25.اطلع عليه بتاريخ2009-05-16.{{استشهاد بكتاب}}:|archive-date=/|archive-url=timestamp mismatch (مساعدة)
  114. ^Greene، Ellen (1996).Reading Sappho: contemporary approaches.University of California Press. ص.54.ISBN:0520206010.
  115. ^Greene، Ellen (1999).Reading Sappho: contemporary approaches.University of California Press. ص. 54.ISBN:0520206010.
  116. ^Guillemin, Amédée; Lockyer, Norman; Proctor, Richard Anthony (1878).The heavens: an illustrated handbook of popular astronomy.London: Richard Bentley & Son. ص. 67. مؤرشف منالأصلفي 2020-02-25.اطلع عليه بتاريخ2009-05-16.{{استشهاد بكتاب}}:صيانة الاستشهاد: أسماء متعددة: قائمة المؤلفين (link)
  117. ^Sharer، Robert J. (2005).The Ancient Maya.Stanford University Press.ISBN:0804748179.مؤرشف منالأصلفي 2022-06-02.{{استشهاد بكتاب}}:الوسيط author-name-list parameters تكرر أكثر من مرة (مساعدة)
  118. ^Norris، Ray P. (2004)."Searching for the Astronomy of Aboriginal Australians"(PDF).Conference Proceedings.Australia Telescope National Facility. ص. 1–4. مؤرشف منالأصل(PDF)في 2012-03-01.اطلع عليه بتاريخ2009-05-16.
  119. ^Bhalla, Prem P. (2006).Hindu Rites, Rituals, Customs and Traditions: A to Z on the Hindu Way of Life.Pustak Mahal. ص. 29.ISBN:812230902X.

وصلات خارجية[عدل]

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=الزهرة&oldid=67189838»