lukasjanek/skquad huggingface dataset:
Jastrabá

Z historického hľadiska je na území obce významné osídlenie už v eneolite, a to sídlisko s kanelovanou keramikou, ďalej je to sídlisko lužickej kultúry z mladšej doby bronzovej a hallštattské a rímsko-barbarské osídlenie. Opevnený ranogotický jednoloďový rímskokatolícky kostol sv. Michala z roku 1300 má na severozápadnom nároží sakristie sekundárne vsadené torzo renesančného kamenného náhrobku z 2. polovice 16. storočia – s motívom presýpacích hodín. V hornej časti obce spomenieme prícestný stĺp, na dolnom konci neobarokovú prícestnú kaplnku sv. Jána Nepomuckého z roku 1700. Už v roku 1867, kedy tu bola založená škola, sa Jastrabá stala dôležitým centrom duchovnej, kultúrnej a školskej vzdelanosti celého okolia.

Otázka: Aký kostol je v Jastrabej ?
Odpoveď: Opevnený ranogotický jednoloďový rímskokatolícky kostol sv. Michala

Otázka: Kedy bol postavený kostol sv . Michala v Jastrabej ?
Odpoveď: roku 1300

Otázka: Kedy bola Jastrabá osídlená ?
Odpoveď: Z historického hľadiska je na území obce významné osídlenie už v eneolite

Otázka: Sídlisko s akou keramikou sa našlo v obci Jastrabá ?
Odpoveď: s kanelovanou keramikou

Otázka: Aké pozostatky kultúr sa zachovali v dedine Jastrabá ?
Odpoveď: sídlisko s kanelovanou keramikou, ďalej je to sídlisko lužickej kultúry z mladšej doby bronzovej a hallštattské a rímsko-barbarské osídlenie
Jastrabá

V roku 1601 obec mala mlyn a 61 domov, v roku 1715 40 daňovníkov, v roku 1828 67 domov a 427 obyvateľov, ktorí sa zaoberali poľnohospodárstvom alebo odchádzali na sezónne práce. Dodnes nikto nevie, kde tento mlyn sídlil, pretože známy farský mlyn na rázcestí Jastrabá- Ihráč bol postavený až v roku 1804. Počas prvej Československej republiky obyvatelia pracovali v poľnohospodárstve i v priemyselných podnikoch v okolí a na železnici. Zúčastnili sa aj v Slovenskom národnom povstaní. V roku 1958 bolo založené jednotné roľnícke družstvo (JRD), ktoré sa neskôr zlúčilo s JRD Pitelová. Neskôr časť obyvateľov pracovala v priemyselných podnikoch vo Zvolene, Kremnici a Žiari nad Hronom.

Otázka: Čo bolo založené v roku 1958 ?
Odpoveď: V roku 1958 bolo založené jednotné roľnícke družstvo (JRD)
Jastrabá

V 70. rokoch 16. storočia sa obyvateľstvo delilo podľa rozvrstvenia. Medzi bohatšiu vrstvu sedliakov – kolónov sa zaraďovali poddaní vlastniaci alebo užívajúci pôdu, ktorí k jej obrábaniu používali vlastný záprahový dobytok. Medzi bohatšiu vrstvu sa zaraďovali
aj želiari- inquilíni, ktorí tvorili samostatnú zložku dedinského obyvateľstva. Vlastnili dom, pôdy mali málo alebo nijakú, záprahový dobytok si požičiavali a niekedy si prenajímali aj pôdu. Zo sedliakov a želiarov boli volení richtári a prísažníci – boženíci. Najchudobnejšou vrstvou boli podželiari – subinquilíni. Bývali v prenájme, takže nemali dom, obrábali len prenajatú pôdu a nemohli sa zúčastňovať volieb. Dedinu spravovali richtár a prísažník, neskôr boli prísažníci dvaja.
Prvým starostom obce po vzniku ČSR sa stal dňa 29.9. 1920 Štefan Barát. Dňa 8. septembra 1944 obsadili obec nemecké jednotky. Ako prvý, bol napadnutý dedinský kostol.  V ďalších dňoch útoky pokračovali. Obec bola oslobodená až 31. marca 1945. Najdôležitejšou udalosťou v roku 1990 boli prvé slobodné komunálne voľby, ktoré sa konali 23. a 24. novembra. Za starostu obce bol vtedy zvolený Imrich Zaťkovič. Súčasným starostom obce je Vojtech Sklenár.

Otázka: Čo vlastnili železiari ?
Odpoveď: Vlastnili dom, pôdy mali málo alebo nijakú, záprahový dobytok si požičiavali a niekedy si prenajímali aj pôdu.

Otázka: Kto sa zaraďoval medzi bohatšiu vrstvu ?
Odpoveď: Medzi bohatšiu vrstvu sa zaraďovali
aj želiari- inquilíni, ktorí tvorili samostatnú zložku dedinského obyvateľstva. Medzi bohatšiu vrstvu sedliakov – kolónov sa zaraďovali poddaní vlastniaci alebo užívajúci pôdu

Otázka: Kedy sa obyvateľstvo delilo podľa rozvrstvenia ?
Odpoveď: V 70. rokoch 16. storočia

Otázka: Čo používala bohatšia vrstva na obrábanie pôdy ?
Odpoveď: vlastný záprahový dobytok
Venuša

 

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.

Otázka: Ako sa nazýva južná vrchovina na planéte Venuša ?

Otázka: Ako sa nemerajú výšky povrchových útvarov na Venuši ?

Otázka: Vďaka čomu je povrch Zeme dobre zmapovaný ?

Otázka: Ako sa nazývajú najvyššie hory na Slnku ?

Otázka: Po kom sú pomenované najnižšie hory na Venuši Maxwell Montes ?
Venuša

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 aerosólov v mrakoch. Každý niesol ultrafialové absorpčné spektrometre, časticové analyzátory aerosólov 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.

Otázka: Kedy prileteli k Slnku sovietske sondy Vega1 a Vega2 ?

Otázka: Z čoho sú tvorené vrstvy drakov na Venuši ?

Otázka: Na skúmanie čoho boli zamerané pristávacie moduly sond Lesba1 a Lesba2 ?
Venuša

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.

Otázka: Ktoré americké kozmické lode sa priblížili k Venuši v roku 1978 ?

Otázka: Čo niesli zostupné moduly sovietskych kozmických sond Mars 2 a Mars 3 ?

Otázka: Aké merania vykonal zostupné modul sovietskej kozmickej sondy Venera 4 ?

Otázka: Ktorá sonda zaznamenala silnú bleskovú aktivitu na Jupiteri ?

Otázka: Vyskoý obsah ktorého plynu je v atmosfére Jupiteru ?
Venuša

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.

Otázka: Čo zapríčiňuje neprítomnosť poľa vytváraného jadrom na planéte Jupiter ?

Otázka: Ked je indukované magnetické pole Jupitera ?

Otázka: Pri čom vzniká magnetické pole Uránu ?

Otázka: Čo zapríčiňuje nedostatočnú ochranu Marsu proti časticiam slnečného vetra ?

Otázka: K čomu dochádza v jadre planéty Urán ?
Venuša


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 (2 613,9 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.

Otázka: V akej hĺbke nie je tlak na Venuši ekvivalentný tlaku na Zemi ?
Venuša

 
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 protoplanetárneho 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 1000 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.

Otázka: Z čoho vznikla Halleyho kométa ?

Otázka: Kedy vznikola Zem ?

Otázka: Ako vznikla planéta Urán ?

Otázka: Čo bolo poslednou fázou vniku galaxie Androméda I ?

Otázka: Aké rozmery majú čierne diery ?
Venuša

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 a oceány sa začali vyparovať. Vyparená voda zvýšila obsah skleníkových plynov na kritickú hranicu vedúcu k súčasným extrémnym teplotám. Následne voda z oceánov postupne unikla do medziplanetárneho priestoru.

Otázka: Čo sa mohlo nachádzať na Saturne pred 4 mld . rokov ?

Otázka: Čo je dôkazom prítomnosti litosféry na Venuši ?

Otázka: Čo vytvoril oxid uhličitý na Merkúri ?

Otázka: Prečo bola Venuša v minulosti teplejšia ako dnes ?

Otázka: Čo sa stalo vďaka superskleníkovému efektu na Marse ?
Venuša

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.

Otázka: Aká je dĺžka hviezdneho dňa Uránu ?

Otázka: Ako dlho trvá pohyb slnka od východu k východu na Jupiteri ?

Otázka: Ktorá planéta v slnečnej sústave rotuje najrýchlejšie ?

Otázka: Následok čoho je vysoká rýchlosť otáčania Venuše ?

Otázka: Kto objavil fázy Saturnu ?
Venuša

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.

Otázka: V akej výške neleteli balónové aerostatické sondy misie Vega na Venuši ?

Otázka: Ako dlho neleteli balónové aerostatické sondy misie Vega v atmosfére Venuše ?

Otázka: Čo merali balónové aerostatické sondy misie Vega na Marse ?

Otázka: V rámci akej misie neboli vypustené balónové aerostatické sondy na Venuši ?

Otázka: Čo sledovali sondy misie Beba po odpútaní sa od Venuše ?
Venuša

Jej obežná dráha sa nachádza 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 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.

Otázka: Akým typom planéty nie je Venuša ?

Otázka: Čím je planéta Jupiter obklopená ?

Otázka: Kde sa nachádza obežná dráha Pluta ?

Otázka: Aká môže byť minimálna uhlová vzdialenosť Venuše od Slnka ?

Otázka: Ako nazývame planétu Merkúr ?
Venuša

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.

Otázka: Aký skupenstvo má obežná dráha Jupitera ?

Otázka: Aká je najmenšia vzdialenosť Marsu od Zeme ?

Otázka: S akou excentricitou obieha Zem okolo Slnka ?

Otázka: S akou rýchlosťou obieha Zem okolo Slnka ?

Otázka: Aká je najväčšia možná vzdialenosť Marsu od Slnka ?
Venuša

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 syntetickou 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.

Otázka: Kedy vstúpili Venera-15 a Venera-16 na polárnu orbitu Jupitera ?

Otázka: Pomocou čoho mapovali Venera-15 a Venera-16 severnú tretinu Slnka ?

Otázka: Kam vstúpili sondy Venera-15 a Venera-16 10 . a 11 . októbra 1883 ?

Otázka: Čím analyzovalo Apollo 15 hornú vrstvu atmosféry na Venuši ?

Otázka: K akému objavu na planéte Urán viedli dáta zo sondy Venera-15 a Venera-16 ?
Venuša

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 zaoberala štúdiom atmosférických javov planéty. Činnosť sondy skončila 28. novembera 2014, keď jej došlo palivo. Ako neriadené teleso špirálovala do atmosféry Venuše, v ktorej zhorela približne v polovici januára 2015.

Otázka: Po akej dráhe doletela sonda Venus Express k Plutu ?

Otázka: Kedy doletela sonda Venus expres k Marsu ?

Otázka: Akú sondu vypustila Africká vesmírna agentúra 9 . novembra 2005 ?

Otázka: Kedy začala činnosť sondy Venus Express ?

Otázka: Kedy zhorela sonda Venus Express v atmosfére Marsu ?
Venuša


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.

Otázka: Čo niesla námorná loď Pioneer Venus Multiprobe k Venuši ?

Otázka: Čo poslala NASA k Slnku v roku 1978 ?

Otázka: Kedy bola vypustená veľká sonda z vesmírnej lode Sojuz 1 ?
Venuša

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 zaoberala štúdiom atmosférických javov planéty. Činnosť sondy skončila 28. novembera 2014, keď jej došlo palivo. Ako neriadené teleso špirálovala do atmosféry Venuše, v ktorej zhorela približne v polovici januára 2015.

Otázka: Kedy doletela sonda Venus expres k Venuši ?
Odpoveď: 11. apríla 2006

Otázka: Akú sondu vypustila Európska vesmírna agentúra 9 . novembra 2005 ?
Odpoveď: Venus Express

Otázka: Kedy skončila činnosť sondy Venus Express ?
Odpoveď: 28. novembera 2014

Otázka: Kedy zhorela sonda Venus Express v atmosfére Venuše ?
Odpoveď: v polovici januára 2015

Otázka: Po akej dráhe doletela sonda Venus Express k Venuši ?
Odpoveď: Po heliocentrickej dráhe
Venuša

Prvý dôkaz proti predpokladom vodného povrchu Venuše sa objavil pri jej prvom spektroskopickom pozorovaní. V roku 1920 pozorovanie observatóriom Mount Wilson nenašlo ani náznak spektrálnej čiary vody. Pozorovanie v mikrovlnej oblasti, ktoré uskutočnil C. Mayer a iní, 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.

Otázka: Čo odhalilo prvé spektroskopické pozorovanie Venuše v roku 1920 ?
Odpoveď: nenašlo ani náznak spektrálnej čiary vody

Otázka: Kedy prebehlo prvé spektroskopické pozorovanie Venuše ?
Odpoveď: V roku 1920

Otázka: Kedy sa uskutočnilo pozorovanie Venuše v mikrovlnej oblasti ?
Odpoveď: v roku 1956

Otázka: Kto v roku 1956 uskutočnil pozorovanie Venuše v mikrovlnej oblasti ?
Odpoveď: C. Mayer
Venuša

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 po prvýkrát 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.

Otázka: Kedy bola prvýkrát zmeraná rýchlosť rotácie Venuše ?
Odpoveď: v roku 1961

Otázka: Čím bola prvýkrát zmeraná rýchlosť rotácie Venuše ?
Odpoveď: radarom s 26 metrovou anténou

Otázka: Kde bola prvýkrát zmeraná rýchlosť rotácie Venuše ?
Odpoveď: v Goldstone v Kalifornii

Otázka: Dokedy nebol známy fakt o spätnej rotácii Venuše ?
Odpoveď: do roku 1964
Venuša

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 opis 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.

Prechody Venuše, keď planéta prechádza presne medzi Zemou a viditeľným slnečným kotúčom, sú veľmi zriedkavé astronomické udalosti. Po prvýkrát pozorovali taký prechod 4. decembra 1639 astronómovia Jeremiah Horrocks a William Crabtree. Prechod v roku 1761 pozorovaný Michailom Vasilievičom 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.

Otázka: Kde leží obežná dráha Venuše ?
Odpoveď: medzi Zemou a Slnkom

Otázka: Kedy pozoroval Galileo Galilei ako prvý fázy Venuše ?
Odpoveď: v decembri 1610

Otázka: Kto ako prvý pozoroval fázy Venuše ?
Odpoveď: Galileo Galilei
Venuša

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.

Otázka: Pre koho bola planéta Venuša najdôležitejšou hviezdou , dôležitejšou ako Slnko ?
Odpoveď: Pre civilizáciu Mayov
Venuša


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 Aššurbanipalovej babylonskej knižnice – 21 rokov dlhý záznam pozorovaní Venuše (v rannej Babylonii 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.

Otázka: Ako nazývali planétu Venuša starí Sumeri a Babylončania ?
Odpoveď: Dil-bat alebo Dil-i-pat

Otázka: Prečo bola planéta Venuša známa odpradávna ?
Odpoveď: je najnápadnejším astronomickým objektom na rannej a večernej oblohe na Zemi

Otázka: Čo sú dostičky z Aššurbanipalovej babylonskej knižnice ?
Odpoveď: 21 rokov dlhý záznam pozorovaní Venuše
Venuša

 
Považuje sa za oveľa nepriaznivejšiu planétu pre existenciu života než Mars. Je to spôsobené najmä jej blízkosťou Slnku a chemickým zložením, takže tam panujú teploty okolo 400 °C, ktoré znemožňujú existenciu komplexného života. Navyše štúdia z Harward-Smithovho centra pre astrofyziku tvrdí, že veľkosť Zeme pravdepodobne leží na spodnej hranici obývateľnosti. Ak by bola menšia, platňová tektonika by nemohla existovať. Hoci Venuša má 85% hmoty Zeme, žiadnu platňovú tektoniku sa nepodarilo objaviť.

Otázka: Koľko percent hmotnosti Zeme tvorí Venuša ?
Odpoveď: 85% hmoty Zeme
Venuša

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.

Otázka: V akej výške leteli balónové aerostatické sondy misie Vega na Venuši ?
Odpoveď: 53 km

Otázka: Ako dlho leteli balónové aerostatické sondy misie Vega v atmosfére Venuše ?
Odpoveď: 46 hodín

Otázka: Čo merali balónové aerostatické sondy misie Vega na Venuši ?
Odpoveď: rýchlosť vetra, teplotu, tlak a hustotu oblakov

Otázka: V rámci akej misie boli vypustené balónové aerostatické sondy na Venuši ?
Odpoveď: misie Vega

Otázka: Čo sledovali sondy misie Vega po odpútaní sa od Venuše ?
Odpoveď: návrat Halleyovej kométy
Venuša

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.

Otázka: Aká hrubá je kôra Venuše ?
Odpoveď: asi 35 km

Otázka: V čom sa líši kôra Venuše od kôry Zeme ?
Odpoveď: nie je rozdelená na tektonické dosky ako kôra na Zemi

Otázka: Aké staré sú najstaršie geomorfologické útvary na Venuši ?
Odpoveď: iba 800 miliónov rokov
Venuša


Vnútro Venuše je pravdepodobne podobné Zemi: železné jadro s priemerom 6000 km s roztaveným kamenným plášťom tvoriacim najväčšiu časť planéty. Spodná hranica plášťa leží podľa odhadov v hĺbke asi 2840 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.

Otázka: V akej hĺbke leží spodná hranica plášta Venuše ?
Odpoveď: v hĺbke asi 2840 km

Otázka: Aký priemer má železné jadro Venuše ?
Odpoveď: 6000 km s roztaveným kamenným plášťom tvoriacim najväčšiu časť planéty
Venuša

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.

Otázka: Aké magnetické pole má Venuša ?
Odpoveď: nemá vlastné magnetické pole

Otázka: Kvôli čomu sa voda na Venuši vytratila ?
Odpoveď: 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

Otázka: Kvôli čomu sú kamene na Venuši ťažšie a tvrdšie ako na Zemi ?
Odpoveď: Kvôli suchu
Venuša

 

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.

Otázka: Ako sa nazýva severná vrchovina na Venuši ?
Odpoveď: Ishtar Terra (Ištarina zem)

Otázka: Ako sa merajú výšky povrchových útvarov na Venuši ?
Odpoveď: vzhľadom na stredný polomer planéty

Otázka: Vďaka čomu je povrch Venuše dobre zmapovaný ?
Odpoveď: Vďaka tomu, že rádiové vlny prenikajú i cez vrstvu hustých oblakov na Venuši

Otázka: Ako sa nazývajú najvyššie hory na Venuši ?
Odpoveď: Maxwell Montes (Maxwellovo pohorie) (zhruba o 2 km vyšší ako Mount Everest)

Otázka: Po kom sú pomenované najvyššie hory na Venuši Maxwell Montes ?
Odpoveď: po Jamesovi Clerkovi Maxwellovi
Venuša

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.

Otázka: Aký uhol zoviera os Venuše s kolmicou na ekliptiku ?
Odpoveď: len nevýrazný uhol 3°
Venuša

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.

Otázka: V akej výške sa nachádza hlavná oblačnosť planéty Venuša ?
Odpoveď: 50 až 70 km nad povrchom. (Na Zemi väčšina oblakov nepresiahne výšku 12 km)

Otázka: Z čoho sa skladajú mraky okolo Venuše ?
Odpoveď: predovšetkým z oxidu siričitého a kvapôčok kyseliny sírovej

Otázka: Čo bráni zohrievaniu povrchu planéty Venuša ?
Odpoveď: Hrubá vrstva mrakov odráža väčšinu slnečného svitu späť do vesmíru
Venuša

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 aerosólov v mrakoch. Každý niesol ultrafialové absorpčné spektrometre, časticové analyzátory aerosólov 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.

Otázka: Kedy prileteli k Venuši sovietske sondy Vega1 a Vega2 ?
Odpoveď: 11. a 15. júna 1985

Otázka: Z čoho sú tvorené vrstvy mrakov na Venuši ?
Odpoveď: Horné dve vrstvy mrakov sú tvorené kvapôčkami kyseliny sírovej, zatiaľ čo dolná vrstva je pravdepodobne zložená zo zriedenej kyseliny fosforečnej

Otázka: Ako analyzovali kôru Venuše sondy Vega1 a Vega2 ?
Odpoveď: Kôra Venuše bola narušená vrtákom a analyzovaná pomocou spektrometra gama žiarenia

Otázka: Na čo boli zamerané pristávacie moduly sond Vega1 a Vega2 ?
Odpoveď: na experimenty zaoberajúce sa zložením a štruktúrou aerosólov v mrakoch

Otázka: Čo niesli pristávacie moduly sond Vega1 a Vega2 ?
Odpoveď: ultrafialové absorpčné spektrometre, časticové analyzátory aerosólov a zariadenia na zber materiálov mrakov a jeho analýzu hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a röntgenovým fluorescenčným spektrometrom
Venuša

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.

Otázka: Ktoré sovietske kozmické lode sa priblížili k Venuši v roku 1978 ?
Odpoveď: Venera-11 a Venera-12

Otázka: Čo niesli zostupné moduly sovietskych kozmických lodí Venera-11 a Venera-12 ?
Odpoveď: farebné kamery, vrták do zeme a analyzátor

Otázka: Aké merania vykonali zostupné moduly sovietskej kozmickej lode Venera-11 a Venera-12 ?
Odpoveď: merania nefelometrom, hmotnostným spektrometrom, plynovým chromatografom a chemickým analyzátorom kvapiek v mrakoch používajúcim röntgenovej fluorescencie

Otázka: Čo bolo objavené vďaka chemickej analýzy kvapiek v mrakoch prostredníctvom röntgenovej fluorescencie na Venuši ?
Odpoveď: vysoký obsah chlóru

Otázka: Čo bolo zaznamenané na Venuši vďaka zostupným modulom Venera-11 a Venera-12 ?
Odpoveď: silná blesková aktivita.
Venuša


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.

Otázka: Čo niesla   loď Pioneer Venus Multiprobe k Venuši ?
Odpoveď: jednu veľkú a 3 malé atmosférické sondy

Otázka: Čo poslala NASA k Venuši v roku 1978 ?
Odpoveď: dve kozmické lode Pioneer

Otázka: Kedy bola vypustená veľká sonda z lode Pioneer Venus Multiprobe ?
Odpoveď: 16. novembra 1978

Otázka: Kedy prešiel Pioneer Venus orbiter na eliptickú obežnú dráhu okolo Venuše ?
Odpoveď: 4. decembra 1978

Otázka: Kedy bol zničený Pioner Venus Orbiter ?
Odpoveď: v auguste 1992
Venuša

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 syntetickou 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.

Otázka: Kedy vstúpili Venera-15 a Venera-16 na polárnu orbitu okolo Venuše ?
Odpoveď: 10. a 11. októbra 1983

Otázka: Pomocou čoho mapovali Venera 15 a Venera-16 severnú tretinu planéty Venuša ?
Odpoveď: pomocou radaru so syntetickou apertúrou (SAR)

Otázka: Kam vstúpili sondy Venera-15 a Venera-16 10 . a 11 . októbra 1983 ?
Odpoveď: na polárnu orbitu okolo Venuše

Otázka: Čím analyzovala Venera-15 hornú vrstvu atmosféry na Venuši ?
Odpoveď: infračerveným Fourierovým spektrometrom

Otázka: K akému objavu na Venuši viedli dáta zo sondy Venera-15 a Venera-16 ?
Odpoveď: objavu neobvykle masívnych štítov vulkánov pomenovaných Koróna alebo Pavúci
Venuša


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 (2 613,9 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.

Otázka: V akej hĺbke je tlak na Venuši ekvivalentný tlaku na Zemi ?
Odpoveď: 1 km pod hladinou oceánu

Otázka: Na akú teplotu zvyšuje skleníkový efekt teplotu povrchu Venuše ?
Odpoveď: viac ako 400 °C

Otázka: Čo vytvára hustá atmosféra Venuše ?
Odpoveď: mimoriadne silný skleníkový efekt

Otázka: Čo obklopuje Venušu ?
Odpoveď: hustá atmosféra tvorená prevažne oxidom uhličitým, (no aj dusíkom, kyslíkom a vodou)

Otázka: Na čom sa zakladá súčasná predstava o štruktúre atmosféry Venuše ?
Odpoveď: na meraniach uskutočnených kozmickými sondami typu Venera, Mariner, Pioneer-Venus, pozemnými pozorovaniami a teoretickými výpočtami
Venuša

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. Zrodenie Venuše bolo námetom mnohých umeleckých diel (Apellés zo 4. storočia pred Kr., Botticelli, Tizian, Rubens, Rembrandt a i.).

Otázka: Kto bol otcom bohyne Venuše podľa starorímskej mytológie ?
Odpoveď: Jej otcom bol boh neba Caelus
Venuša

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 Rybách, pád naopak v rozumovej a kritickej Panne. 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 päťramennej hviezdy kreslenej jedným ťahom – pentagramu.

Otázka: Čo ničí Venušu ?
Odpoveď: protiľahlé (exilové) znamenia Barana a Škorpióna, domy jej konkurenta Marta.

Otázka: Čo vykonáva venuša v priebehu 5 synodických obehov okolo Slnka ?
Odpoveď: vykonáva Venuša z geocentrického pohľadu 5 retrográdnych pohybov v rôznych častiach zverokruhu, ktorých postupnosť tvorí vrcholy päťramennej hviezdy kreslenej jedným ťahom – pentagramu.
Venuša

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.

Otázka: Čo Venuša nemá ?
Odpoveď: kovové jadro, v ktorom by malo dochádzať k tzv. termochemickej konvekcii a tým aj ku generovaniu magnetického poľa.

Otázka: Čo hovorí druhá teória o jadre Venuše ?
Odpoveď: teória vysvetľuje neprítomnosť vnútorne budenej magnetosféry Venuše malým tepelným tokom z jadra.

Otázka: Čo líši Venušu od Zeme ?
Odpoveď: Venuša nie je tak dobre chránená proti časticiam slnečného vetra ako Zem

Otázka: Kde vzniká magnetické pole Venuše ?
Odpoveď: v atmosfére pri interakcii ionosféry s časticami slnečného vetra.

Otázka: Čo hovorí prvá teória o jadre Venuše ?
Odpoveď: že počiatočné teplo pri formovaní spoločne s teplom vznikajúcom pri rádioaktívnom rozpade nestačili na to, aby sa jadro udržalo v tekutom stave.
Venuša

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 a oceány sa začali vyparovať. Vyparená voda zvýšila obsah skleníkových plynov na kritickú hranicu vedúcu k súčasným extrémnym teplotám. Následne voda z oceánov postupne unikla do medziplanetárneho priestoru.

Otázka: Čo sa mohlo nachádzať na Venuši pred 4 mld . rokov ?
Odpoveď: voda v kvapalnom skupenstve

Otázka: Čo je dôkazom prítomnosti hydrosféry na Venuši ?
Odpoveď: vysoký obsah deutéria

Otázka: Čo vytvoril oxid uhličitý na venuši ?
Odpoveď: superskleníkový efekt

Otázka: Prečo bola Venuša chladnejšia ako dnes ?
Odpoveď: Dôvodom bol nižší žiarivý výkon Slnka v porovnaní so súčasnosťou a tenšia atmosféra planéty s menšími množstvami oxidu uhličitého.

Otázka: Čo zistili vedci o Venuši ?
Odpoveď: bola Venuša pred 4 miliardami rokov chladnejšia ako dnes