Venera (planēta)

**Venera** jeb **Venēra** () ir Saules sistēmas otrā planēta no Saules un viena no četrām Zemes grupas planētām. Tā riņķo ap Sauli starp Merkura un Zemes orbītām, vidēji ap 0,72 astronomisko vienību jeb aptuveni 108,2 miljonu kilometru attālumā. Veneras orbīta atrodas Zemes orbītas iekšpusē, tādēļ no Zemes tā vienmēr novērojama samērā tuvu Saulei. Attālums starp Zemi un Veneru ievērojami mainās — no aptuveni 38–40 miljoniem kilometru vistuvākajā tuvošanās brīdī līdz ap 259–261 miljonam kilometru maksimālajā attālumā. Lai gan Venera nav vidēji tuvākā planēta Zemei, tā ir planēta, kas var pietuvoties Zemei visvairāk. Pateicoties ļoti augstajam albedo (atstarošanas spējai), Venera ir trešais spožākais objekts debesīs pēc Saules un Mēness un spožākais dabiskais objekts nakts debesīs pēc Mēness. No Zemes tā redzama kā “rīta zvaigzne” vai “vakara zvaigzne” atkarībā no tās stāvokļa orbītā attiecībā pret Sauli un Zemi. Jau kopš senatnes Venera ir bijusi viens no visvairāk novērotajiem debess ķermeņiem. Tās kustība debesīs tika aprakstīta jau vismaz 2. gadu tūkstotī p.m.ē. Dažādās kultūrās Venera uzskatīta par dievišķu debesu objektu, kas iedvesmojis rakstniekus un dzejniekus. Latviešu kultūrā tā pazīstama ar nosaukumiem Auseklis (rīta zvaigzne) un Rieteklis (vakara zvaigzne).

Pēc izmēriem un masas Venera ir ļoti līdzīga Zemei, tādēļ to bieži dēvē par “Zemes dvīni”. Tās vidējais rādiuss ir ap 6050–6052 km (aptuveni 95% no Zemes rādiusa), bet masa ir ap 0,815 Zemes masām. Tomēr, neraugoties uz šo līdzību, planētu fizikālie apstākļi krasi atšķiras. Veneru klāj ārkārtīgi blīva atmosfēra, kas galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda, kā arī biezas mākoņu kārtas, kuru dēļ planētas virsma redzamajā gaismā nav tieši saskatāma un no kosmosa tā izskatās kā spilgts, viendabīgs disks. Spēcīgā siltumnīcas efekta dēļ Venera saņem no Saules vairāk nekā divas reizes vairāk enerģijas nekā Zeme, un planētas vidējā virsmas temperatūra sasniedz ap 462 °C, padarot to par karstāko planētu Saules sistēmā un vienu no naidīgākajām vidēm uz Zemes grupas planētām. Veneras orbītas apriņķojuma periods ir aptuveni 224,7 Zemes dienas, un orbīta ir gandrīz cirkulāra. Planēta rotē ļoti lēni un pretējā virzienā nekā lielākā daļa Saules sistēmas planētu, kā rezultātā viena diennakts uz Veneras ir ilgāka nekā tās gads. Venerai nav dabisko pavadoņu, un tās fāzes, līdzīgi kā Mēnesim, vēsturiski bija būtisks pierādījums heliocentriskā Saules sistēmas modeļa pareizībai.

Veneras astronomiskais un kultūras simbols ir aplis ar nelielu krustu apakšā (♀), kas tradicionāli tiek saistīts ar romiešu dievietes Veneras spoguli. Alķīmijā ar šo simbolu apzīmēja varu (jo senatnē spoguļus izgatavoja no pulēta vara), savukārt bioloģijā tas joprojām tiek lietots sieviešu dzimuma apzīmēšanai.

## Atklāšanas un novērošanas vēsture
[thumbnail|left|upright=0.7|[Ammisadukvas Veneras tabula, kas ir senākie Veneras atrašanās vietas pieraksti]]
Venera ir viens no senāk pazīstamajiem un spožākajiem debess ķermeņiem, spožākais nakts debesīs pēc Mēness. Jau senajās civilizācijās tās regulārā parādīšanās piesaistīja īpašu uzmanību un ieguva gan astronomisku, gan mitoloģisku nozīmi. Babilonieši sistemātiski sekoja Veneras kustībai jau 2. gadu tūkstotī p.m.ē., identificējot to ar dievieti Ištaru. Par to liecina tā sauktā Ammisadukvas Veneras tabula, kurā vairāku desmitgažu garumā fiksēti Veneras rīta un vakara parādīšanās laiki. Šie dati tika izmantoti gan kalendāra vajadzībām, gan zīlēšanā. Senajā Grieķijā Venera sākotnēji tika uzskatīta par diviem atšķirīgiem debess ķermeņiem — kā rīta zvaigzne Fosfors jeb Eosfors (, “gaismas nesējs”) un kā vakara zvaigzne Hespeross (). Jau klasiskajā laikmetā, īpaši pitagoriešu filozofijas ietekmē, tika atzīts, ka abi apzīmējumi attiecas uz vienu un to pašu planētu. Līdzīgi priekšstati sastopami arī citās kultūrās, jo Venera nekad neatkāpjas no Saules vairāk nekā 47°, un tāpēc redzama tikai krēslas stundās. Šī parādība ilgu laiku veicināja mitoloģiskas interpretācijas, līdz sistemātiski novērojumi ļāva izprast Veneras orbītas ģeometriju un tās fāzes.

Mezoamerikā, īpaši maiju civilizācijā, Venerai bija centrāla loma kosmoloģijā un kalendārajās sistēmās. Tā sauktā Veneras tabula Drēzdenes kodeksā ar ļoti augstu precizitāti apraksta planētas ~584 dienu sinodisko periodu, un noteiktas Veneras parādīšanās fāzes tika saistītas ar rituāliem, politiskiem notikumiem un karagājienu “labvēlīgiem” datumiem. Šie dati liecina par izcilu ilgtermiņa astronomisko novērojumu tradīciju. Izšķirošs pavērsiens Veneras izpētē notika 17. gadsimta sākumā, kad Galileo Galilejs 1610.–1611. gadā, izmantojot teleskopu, atklāja Veneras fāzes, kas ir analoģiskas Mēness fāzēm. Viņš konstatēja, ka Venera iziet pilnu fāžu ciklu — no šaura sirpja līdz gandrīz pilnam diskam — un ka redzamais planētas diametrs mainās (sirpja stadijā tas ir lielāks, bet “pilnās” fāzes laikā — mazāks). Šos novērojumus nebija iespējams saskaņot ar Ptolemaja ģeocentrisko modeli, bet tie dabiski izskaidrojami heliocentriskajā sistēmā, kur Venera riņķo ap Sauli iekšpusē attiecībā pret Zemi. Tādējādi Veneras fāzes kļuva par vienu no spēcīgākajiem empīriskajiem pierādījumiem heliocentrisma labā.

17.–19. gadsimtā īpaša nozīme tika pievērsta Veneras pāriešanai pāri Saules diskam. 1639. gadā bija pirmais droši dokumentētais novērojums, kuru veica Džeremijs Horokss. Vēlāk 1761., 1769., 1874. un 1882. gada starptautiskās ekspedīcijas izmantoja šīs pāriešanas, lai, pielietojot paralakses metodi, noteiktu Zemes un Saules vidējo attālumu (astronomisko vienību), kas bija viens no būtiskākajiem tā laika astronomijas uzdevumiem. 19. gadsimta otrajā pusē un 20. gadsimta sākumā spektrālie novērojumi atklāja, ka Veneru klāj biezs mākoņu slānis, un norādīja uz oglekļa dioksīdu kā galveno atmosfēras komponentu. 20. gadsimta vidū, izmantojot Doplera spektroskopiju un radiolokācijas mērījumus, tika precizēts Veneras rotācijas periods un atklāta tās ļoti lēnā un pretējā virziena griešanās (salīdzinot ar citām planētām). Zemes radioteleskopu veikti radara mērījumi cauri necaurspīdīgajai mākoņu segai ļāva pirmo reizi iegūt aptuvenas planētas virsmas reljefa kartes.

Kopš 1960. gadiem Venera ir kļuvusi par vienu no intensīvāk pētītajiem Saules sistēmas objektiem ar kosmiskajiem aparātiem. Pirmie veiksmīgie lidojumi garām (*[[Mariner 2]]*), Padomju Savienības Venera zondes un nosēdināmie aparāti, kā arī vēlākās orbitālās misijas, piemēram, NASA *[[Magellan]]* (1990–1994), kas ar radaru nokartēja gandrīz visu Veneras virsmu, būtiski paplašināja zināšanas par planētas ģeoloģiju. 21. gadsimtā šo darbu turpināja ESA *[[Venus Express]]* (2006–2014) un Japānas *[[Akatsuki]]* (kopš 2015. gada), kas detalizēti pētīja atmosfēras dinamiku, mākoņu ķīmiju un siltuma plūsmas. Tādējādi Veneras novērojumu vēsture atspoguļo astronomijas attīstību no senās debesu vērošanas un mitoloģijas līdz mūsdienu daudzviļņu teleskopijai un planetārajai zinātnei, pārvēršot kādreizējo spožo “rīta un vakara zvaigzni” par vienu no centrālajiem objektiem planētu klimata, atmosfēru un evolūcijas pētījumos.

## Orbītas un kustības raksturlielumi
thumbnail|left|upright=1.0|Venera ap Sauli apriņķo 224,7 Zemes dienās
Venera ap Sauli riņķo gandrīz apļveida orbītā ar vidējo attālumu 0,723 astronomiskās vienības (AU), kas atbilst aptuveni 108 miljoniem kilometru. Tās orbītas ekscentricitāte ir ļoti maza (0,007), tādēļ attāluma starpība starp perihēliju un afēliju ir niecīga. Šī iemesla dēļ Veneras orbīta ir viena no visregulārākajām un apaļākajām Saules sistēmā; līdzīgi zems ekscentriskums raksturīgs vēl tikai dažām planētām, tostarp Zemei. Veneras orbītas plakne ir slīpa par aptuveni 3,4° attiecībā pret Zemes orbītas plakni (ekliptiku), un šis slīpums nosaka to, ka Veneras pāriešanas pāri Saules diskam ir reti novērojami. Veneras sideriskais periods, proti, laiks, kurā planēta veic pilnu apriņķojumu ap Sauli attiecībā pret tālajām zvaigznēm, ir aptuveni 224,7 Zemes dienas. Savukārt sinodiskais periods attiecībā pret Zemi — laiks starp divām secīgām vienādām konfigurācijām — ir ap 583,9–584 Zemes dienām. Šī atšķirība rodas Zemes un Veneras atšķirīgo orbītas periodu dēļ un nosaka regulāro Veneras parādīšanās un pazušanas ritmu rīta un vakara debesīs.

Īpaši izteikta Veneras kustības īpatnība ir tās ļoti lēnā retrogradā rotācija — planēta griežas ap savu asi pretējā virzienā nekā lielākā daļa Saules sistēmas planētu. Viena pilna rotācija attiecībā pret zvaigznēm (sideriskā diennakts) ilgst aptuveni 243 Zemes dienas, tātad ir garāka nekā pats Veneras gads. Ja Venēru aplūkotu no Saules sistēmas “ziemeļu” puses, tās rotācijas virziens būtu pretējs ierastajam planētu kustības virzienam. Retrogradās rotācijas izcelsme joprojām nav pilnībā noskaidrota. Visbiežāk apspriestās hipotēzes ietver agrīnu sadursmi ar lielu debesu ķermeni (vai vairāku sadursmju virkni), kā arī ilgtermiņa gravitācijas un atmosfēras plūdmaiņu mijiedarbību ar Sauli, kas ļoti blīvās atmosfēras dēļ varējusi pakāpeniski mainīt planētas rotācijas ātrumu un virzienu. Šo orbitālo un rotācijas īpašību kombinācija rada unikālas diennakts un gada attiecības. Lai gan Veneras sideriskā diennakts (243 Zemes dienas) ir garāka par tās gadu, saules diennakts — laiks starp divām secīgām Saules kulminācijām Veneras debesīs — ilgst tikai aptuveni 116,7–116,75 Zemes dienas, jo planētas kustība pa orbītu un retrogrādā rotācija daļēji kompensē viena otru. Rezultātā uz Veneras viena “diena” (no saullēkta līdz nākamajam saullēktam) ir īsāka par vienu Veneras gadu, lai gan planēta ap savu asi griežas ārkārtīgi lēni. Šīs kustības īpatnības būtiski ietekmē Veneras klimata režīmu, atmosfēras cirkulāciju un ilgstošo Saules starojuma iedarbību uz planētas virsmu, un ir viens no galvenajiem faktoriem tās ekstrēmo fizikālo apstākļu veidošanā.

## Atmosfēra un klimats
Venerai ir atmosfēra, kas satur galvenokārt oglekļa dioksīdu (96,5%) un nedaudz slāpekļa (3,5%). Virs šī slāņa atrodas bieza mākoņu sega, kas pārklāj visu planētu. Tā sastāv no sēra dioksīda un sērskābes pilieniem, kas radušies, Saules stariem iedarbojoties uz atmosfērā esošo ogļskābo gāzi, sēru un ūdens tvaikiem. Veneras atmosfēra griežas ātrāk par pašu planētu (virs Veneras ekvatora 65—70 kilometru augstumā vējš sasniedz 300 km/h lielu ātrumu planētas ass kustības virzienā). Atmosfēras spiediens 90 reizes pārsniedz Zemes atmosfēras spiedienu (tāds spiediens ir Zemes okeānā 900 m dziļumā). Turklāt uz planētas virsmas nokrišņu veidā nonāk sērskābes lietus. Veneras atmosfēras augšējos slāņos ļoti nelielos daudzumos sastopams arī ūdens tvaiks un skābeklis.

Vidējā temperatūra uz Veneras virsmas ir +462 °C un tā ir praktiski nemainīga dienas vai nakts laikā, kas izskaidrojams ar siltumnīcas efektu — oglekļa dioksīda blīvie mākoņi labi laiž cauri Saules redzamo gaismu, bet aiztur no planētas atstaroto siltumu, kā rezultātā planētas temperatūra krasi pieaug.

## Virsma
Apmēram 80% Veneras virsmas veido vulkāniskie līdzenumi. Uz Veneras ir daudzreiz vairāk vulkānu nekā uz Zemes. Veneras augstākie kalni (Maksvela kalni) paceļas 10,8 km augstumā virs planētas virsmas vidējā līmeņa. Uz Veneras ir ļoti daudz meteorītu radītu krāteru.

## Iespējamā dzīvība
2020. gada septembrī tika ziņots, ka zinātniekiem, izmantojot teleskopus Havaju salās un Čīlē, Venēras atmosfērā izdevās uziet fosfīna pēdas. Uz Zemes fosfīnu kā gāzi var iegūt rūpnieciski, kā arī to ražo mikroorganismi, kas mēdz dzīvot dzīvnieku zarnās vai bezskābekļa vidē (piemēram, purvos). Līdz ar to pastāvēja teorētiska iespēja, ka fosfīnu varētu radīt mikroorganismu veidā sastopama ārpuszemes dzīvība.

Atklājums tika novērots Venēras augšējā atmosfēras slānī (50 km augstumā), kur apkārtējie apstākļi nav tik nepanesami kā uz planētas virsmas. Par spīti tam pētnieki atzīmē, ka, ja fosfīnu galvenokārt izraisa ārpuszemes dzīvība, tad tai tik un tā visticamāk būtu jāatrodas gāzes mākoņu ūdens šķidrumu pilienos, kas tādējādi to pasargātu no apkārtējās vides, kurā ir novērojama sērskābe. Atsevišķi pētnieki norādīja, ka fosfīna pēdas Venēras atmosfērā varētu radīt vulkāniskā aktivitāte vai arī vēl līdz šim nezināms ķīmisks process, nevis bioloģisks faktors no ārpuszemes dzīvības puses.

Zinātnieku grupa sākotnēji atklāja spektra pazīmes, kas liecināja par iespējamu fosfīna klātbūtni Veneras atmosfērā, datos no *JCMT* teleskopa Havajās, bet šīs pazīmes nebija pietiekami stingri pārliecinošas. Tad viņi izmantoja daudz jutīgāko teleskopu masīvu *ALMA* Čīlē, un tā dati jau pārliecinoši rādīja fosfīna spektru.

Pēc sensacionālā paziņojuma daži citi zinātnieki kritizēja atklājumu par to, ka pētījumā tikusi izmantota metode (12. kārtas polinoms), lai nogludinātu spektra grafika daudzos iekritumus, bet reizēm tā liek troksnim izskatīties kā reālam signālam. *ALMA* komanda, kas sākotnēji bija sagatavojusi datus zinātnieku grupai, vēlreiz šos datus pārkalibrēja, izslēdzot iespējamos trokšņu faktorus. Šajos datos zinātnieki vairs neatklāja fosfīna pazīmes.

2025. gadā publicētais pētījums secināja, ka, tā kā Veneras vulkāniskās gāzes satur tikai ap 6% ūdens tvaiku, kas ir daudz mazāk nekā uz Zemes, tad arī Veneras iekšienē ūdens ir salīdzinoši maz sastopams un Venera nekad nav bijusi pietiekami mitra, lai uz tās mērenākā klimata fāzē būtu varējuši izveidoties lieli ūdens masīvi. Tas ir arguments pret hipotēzi, ka kādu laiku Venera bijusi Zemei līdzīga planēta ar okeāniem.

## Izpēte ar kosmiskajiem aparātiem
[thumbnail|upright=1.0|''[Mariner 2'' mākslinieka skatījumā]]
Tabula ar starpplanētu zondu startiem (arī neveiksmīgiem) uz Venēru:

## Atsauces

## Ārējās saites