VENUS (PLANETA): DESCOBRIMENT, CARACTERÍSTIQUES, COMPOSICIÓ, ÒRBITA - ART - 2025

Venus és el segon planeta més proper a el Sol en el sistema solar i el més semblant a la Terra pel que fa grandària i massa. És visible com un bell astre, el més brillant després de el Sol i la Lluna. Per això no és estrany que hagi cridat poderosament l'atenció dels observadors des de temps remots.

A causa de que Venus apareix a l'capvespre en certes èpoques de l'any i a l'alba en altres, els antics grecs creien que es tractava de cossos diferents. Com estel del alba el van anomenar Phosphorus i durant l'aparició vespertina era Hesperus.

Figura 1. Fotografia de la planeta Venus, dalt a l'esquerra, al costat de la Lluna. Font: Pixabay.

Més tard Pitàgores va assegurar que era el mateix astre. No obstant això, cap a 1600 aC els antics astrònoms de Babilònia ja sabien que l'estel vespertí, a el qual anomenaven Ishtar, era el mateix que veien a l'alba.

Els romans també ho van saber, si bé van continuar donant-li noms diferents a l'aparició matutina ia la vespertina. Així mateix els astrònoms maies i xinesos van deixar registres de les observacions de Venus.

Cada civilització antiga li va donar un nom, encara que finalment va prevaler el nom de Venus, la deessa romana de l'amor i la bellesa, equivalent a l'Afrodita grega i la Ishtar babilònica.

Amb l'adveniment de l'telescopi, la naturalesa de Venus va començar a ser millor compresa. Galileu va observar les seves fases a principis de segle XVII i Kepler va dur a terme càlculs amb els quals va predir un trànsit per el 6 de desembre de 1631.

Un trànsit vol dir que el planeta pot veure passant per davant de Sol. D'aquesta manera Kepler va saber que podria determinar el diàmetre de Venus, però va morir abans de veure complerta la seva predicció.

Posteriorment en 1761, gràcies a un d'aquests trànsits, els científics van aconseguir estimar per primera vegada la distància Terra-Sol en 150 milions de quilòmetres.

Característiques generals de Venus

Figura 2. Animació de l'majestuós moviment de rotació de Venus a través d'imatges construïdes per radar. Les imatges directes de Venus no són fàcils d'obtenir, a causa de l'espessa coberta de núvols que l'envolta. Font: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai.Tot i que les seves dimensions són molt semblants a les de la Terra, Venus dista molt de ser un lloc hospitalari, ja que per començar, la seva densa atmosfera està composta de diòxid de carboni en un 95%, la resta és nitrogen i quantitats mínimes d'altres gasos. Els núvols contenen gotes d'àcid sulfúric i diminutes partícules de sòlids cristal·lins.

Per això és el planeta més calent de el sistema solar, encara que no sigui el més proper a el Sol. L'accentuat efecte hivernacle causat per l'espessa atmosfera rica en diòxid de carboni és el responsable de l'extrema calor a la superfície.

Una altra característica distintiva de Venus és el seu gir lent i retrògrad. Un viatger observaria a el Sol sortir per l'oest i posar-se a l'Est, fet descobert gràcies les a mesuraments per radar.

A més, si aconseguís romandre el temps suficient, l'hipotètic viatger quedaria molt sorprès l'adonar-se que el planeta triga més a rotar al voltant del seu eix que en fer-ho al voltant de el Sol.

La lentitud en la rotació de Venus fa que el planeta sigui gairebé perfectament esfèric i també explica l'absència de camp magnètic intens.

Els científics creuen que el camp magnètic dels planetes es deu a l'efecte dinamo associat a el moviment de l'nucli de metall fos.

No obstant això el feble magnetisme planetari de Venus s'origina en la interacció entre l'alta atmosfera i el vent solar, el corrent de partícules carregades que el Sol emet contínuament en totes direccions.

Per explicar la manca de magnetosfera, els científics estudien possibilitats com ara que Venus no té nucli metàl·lic fos, o que potser sí que en té, però que en el seu interior la calor no es transporta per convecció, una condició necessària per a l'existència d'el efecte dinamo.

Resum de les principals característiques físiques de l'planeta

-Massa: 4.9 × 10 ²⁴ kg

-Ràdio equatorial: 6052 km o 0.9 vegades el radi de la Terra.

-Forma: és gairebé una esfera perfecta.

-Distància mitjana a el Sol: 108 milions de km.

- Inclinació de l'òrbita: 3.394º respecte a l'pla orbital terrestre.

Temperatura: 464 ° C.

-Gravedad: 8.87 m / s ²

-Camp magnètic propi: feble, 2 nT d'intensitat.

-Atmósfera: sí, molt densa.

-Densitat: 5243 kg / m ³

-Satèl·lits: 0

-Anells: no té.

Moviment de translació

A l'igual que tots els planetes, Venus té un moviment de translació al voltant de el Sol en forma d'òrbita el·líptica, gairebé circular.

Alguns punts d'aquesta òrbita porten a Venus a acostar moltíssim a la Terra, més que qualsevol altre planeta, però gairebé tot el temps realment la passa bastant allunyat de nosaltres.

Figura 3. El moviment de translació de Venus al voltant de el Sol (groc) comparat amb el de la Terra (blau). Font: Wikimedia Commons. Lookang many thanks to Autor of original simulation = Todd K. Timberlake Autor of Easy Java Simulation = Francisco Esquembre El radi mitjà de l'òrbita és d'uns 108 milions de quilòmetres, per tant Venus està aproximadament un 30% més proper a el Sol que la Terra. Un any en Venus dura 225 dies terrestres, ja que aquest és el temps que tarda el planeta a fer una òrbita completa.

Dades de el moviment de Venus

Les següents dades descriuen succintament el moviment de Venus:

-Ràdio mitjà de l'òrbita: 108 milions de quilòmetres.

- Inclinació de l'òrbita: 3.394º respecte a l'pla orbital terrestre.

-Excentricidad: 0.01

- Velocitat orbital mitjana: 35.0 km / s

- Període de translació: 225 dies

- Període de rotació: 243 dies (retrògrad)

- Dia solar: 116 dia 18 hores

Quan i com observar a Venus

Venus és molt fàcil de localitzar en el cel nocturn; després de tot és l'objecte més brillant al cel nocturn després de la Lluna, ja que la densa capa de núvols que el cobreix reflecteix molt bé la llum de Sol.

Per ubicar fàcilment a Venus n'hi ha prou amb consultar qualsevol de les moltes webs especialitzades. També hi ha aplicacions per a telèfons intel·ligents que faciliten la seva ubicació exacta.

Com Venus es troba dins de l'òrbita terrestre, per trobar-cal buscar a el Sol, mirant cap a l'est abans de l'alba, o cap a l'oest després de la posta de Sol.

El moment òptim per a l'observació és quan Venus es troba entre la conjunció inferior, vist des de la Terra i una elongació màxima, d'acord amb el següent diagrama:

Figura 4. Conjunció d'un planeta l'òrbita és interior a la de la Terra. Font: Astronomia per Dummies.

Quan està en conjunció inferior Venus es troba més proper a la Terra i l'angle que forma amb el Sol, vist des de la Terra -elongación- és de 0º. En canvi quan està en conjunció superior, el Sol no permet que es vegi.

Amb sort Venus pot ser vist encara a plena llum del dia i llançar ombra en nits molt fosques, sense il·luminació artificial. Es pot distingir de les estrelles perquè la seva brillantor és constant, mentre que aquelles parpellegen o titil·len.

Galileu va ser el primer a adonar-se que Venus travessa per fases, a l'igual que la Lluna -i Mercuri-, corroborant així la idea de Copèrnic sobre que el Sol, i no la Terra, és el centre de el sistema solar.

Figura 5. Les fases de Venus. Font: Wikimedia Commons. derivative work: Quico (talk) Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 June 2006 (UTC).

Moviment de rotació

Venus gira en el sentit de les agulles de l'rellotge, vist des del pol nord terrestre. Urà i alguns satèl·lits i cometes també giren en aquest mateix sentit, mentre que els altres planetes majors, inclosa la Terra, roten en sentit contrari a les agulles de el rellotge.

A més Venus es pren el seu temps a executar la seva rotació: 243 dies terrestres, la més lenta entre tots els planetes. A Venus, un dia dura més que un any.

Per què Venus trencada en sentit contrari a com ho fan els altres planetes? Probablement en els seus inicis, Venus girava ràpidament en el mateix sentit que tots, però alguna cosa va haver de succeir perquè canviés.

Alguns científics creuen que es deu a un impacte catastròfic que Venus va tenir en el seu passat remot amb un altre gran objecte celeste.

No obstant això, models matemàtics per ordinador suggereixen la possibilitat que les marees atmosfèriques caòtiques hagin afectat el mantell i a el nucli no solidificats de la planeta, revertint el sentit de la rotació.

Possiblement els dos mecanismes hagin representat un paper durant l'estabilització de la planeta, en els començaments de el sistema solar.

L'efecte hivernacle a Venus

A Venus els dies clars i clars no existeixen, de manera que a un viatger se li dificultarà molt observar la sortida i la posta de Sol, que és el que comunament es coneix com dia: el dia solar.

Molt poca llum de el Sol aconsegueix arribar a la superfície, ja que un 85% es reflecteix en el dosser de núvols.

La resta de la radiació solar aconsegueix escalfar l'atmosfera inferior i arriba a terra. Les longituds d'ona més llarga es reflecteixen i són retingudes pels núvols, el que es coneix com a efecte hivernacle. Així és com Venus es va convertir en un gegantesc forn amb temperatures capaços de fondre el plom.

Pràcticament qualsevol lloc a Venus és així de calorós, i si un viatger s'acostumés, encara hauria de suportar l'enorme pressió atmosfèrica, que és 93 vegades més gran que la de la Terra a nivell de la mar, originada per la gran capa de núvols de 15 quilòmetres de gruix.

Per si fos poc, aquests núvols contenen diòxid de sofre, àcid fosfòric i àcid sulfúric altament corrosiu, tot en un entorn molt sec, ja que no hi ha vapor d'aigua, tot just una petita quantitat a l'atmosfera.

Llavors, tot i estar cobert de núvols, Venus és completament àrid, i no el planeta ple d'exuberant vegetació i pantans que imaginaven els autors de ciència ficció a mitjan el segle XX.

L'aigua a Venus

Molts científics creuen que hi va haver una època en què Venus va tenir oceans d'aigua, perquè han trobat petites quantitats de deuteri en la seva atmosfera.

El deuteri és un isòtop de l'hidrogen, que combinat amb oxigen forma l'anomenada aigua pesada. L'hidrogen a l'atmosfera escapa amb facilitat a l'espai, però el deuteri tendeix a deixar residus, que poden ser l'indici que hi va haver aigua en el passat.

No obstant això, la veritat és que Venus va perdre aquests oceans -si alguna vegada existieron- fa uns 715 milions d'anys a causa d'l'efecte hivernacle.

L'efecte es va iniciar a causa de que el diòxid de carboni, un gas que atrapa la calor fàcilment, es va concentrar en l'atmosfera en comptes de formar compostos en la superfície, fins al punt que l'aigua es va evaporar completament i va deixar de acumular-se.

Figura 6. Efecte hivernacle a Venus: els núvols de diòxid de carboni retenen la calor i escalfen la superfície. Font: Wikimedia Commons. The original uploader was Lmb at Spanish Wikipedia. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Mentrestant la superfície es va escalfar tant que el carboni en les roques es va sublimar i es va combinar amb l'oxigen atmosfèric per formar més diòxid de carboni, alimentant el cicle fins que la situació es va tornar extrema.

En l'actualitat Venus segueix perdent hidrogen, d'acord amb la informació subministrada per la missió Pioneer Venus, per la qual cosa és improbable que la situació es reverteixi.

composició

Hi ha poca informació directa sobre la composició de la planeta, ja que els equips sísmics no sobreviuen per molt temps en la corrosiva superfície, a més que la temperatura és suficient per fondre el plom.

En l'atmosfera de Venus se sap que predomina el diòxid de carboni. A més s'ha detectat diòxid de sofre, monòxid de carboni, nitrogen, gasos nobles com heli, argó i neó, traces de clorur d'hidrogen, fluorur d'hidrogen i sulfur de carboni.

L'escorça com a tal és abundant en silicats, mentre que el nucli segurament conté ferro i níquel, com el de la Terra.

Les sondes Venera van detectar presència d'elements com silici, alumini, magnesi, calci, sofre, manganès, potassi i titani en la superfície de Venus. Possiblement també hi hagi alguns òxids i sulfurs de ferro, com pirita i magnetita.

estructura interna

Figura 7. Tall de Venus que mostra les capes de la planeta. Font: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Aconseguir informació de l'estructura de Venus és una proesa, tenint en compte que les condicions de l'planeta són tan hostils que els instruments deixen de funcionar en poc temps.

Venus és un planeta interior rocós, i això vol dir que la seva estructura ha de ser bàsicament la mateixa que la de la Terra, sobretot a l'tenir en compte que tots dos es van formar a la mateixa zona de la nebulosa planetària que va donar origen a el sistema solar.

Fins on se sap, l'estructura de Venus està conformada per:

-Un nucli de ferro, que en el cas de Venus té uns 3000 km de diàmetre i que consta d'una part sòlida i una altra fosa.

-El mantell, amb altres 3000 km de gruix i temperatura suficient com perquè hi hagi elements fosos.

-La escorça, amb un gruix variable entre 10 i 30 km, majorment basalt i granit.

Geologia

Venus és un planeta rocós i àrid, segons ho demostren les imatges construïdes mitjançant els mapes de radar, les més detallades mitjançant les dades de la sonda Magallanes.

D'aquestes observacions es desprèn que la superfície de Venus és relativament plana, segons ho confirma l'altimetria duta a terme per aquesta sonda.

En línies generals, a Venus hi ha tres zones ben diferenciades:

-Terres baixes

-Planicies de deposició

-Terres altes

Un 70% de la superfície són planes d'origen volcànic, les terres baixes constitueixen un 20% i el 10% restant són terres altes.

Hi ha pocs cràters d'impacte, a diferència de Mercuri i la Lluna, encara que això no significa que els meteorits no puguin acostar-se a Venus, sinó que l'atmosfera es comporta com a filtre, desintegrant als que arriben.

D'altra banda, l'activitat volcànica probablement va esborrar l'evidència d'antics impactes.

A Venus abunden els volcans, sobretot els de tipus escut com els que es troben a Hawaii, de poca alçada i gran extensió. És probable que alguns d'aquests volcans continuïn actius.

Si bé no hi ha tectònica de plaques com en la Terra, sí que hi ha nombrosos accidents com falles, plegaments i valls de tipus rift (lloc on l'escorça està patint deformació).

També hi ha cadenes muntanyoses: la més destacada és la de les muntanyes Maxwell.

les terrae

No hi ha oceans a Venus per distingir continents, però, hi ha extenses altiplans, cridades terra - el plural és terrae- que podrien considerar-se com a tals. Els seus noms són de deesses de l'amor en diferents cultures, sent les principals:

-Ishtar Terra, de l'extensió d'Austràlia. Té una gran depressió envoltada precisament les muntanyes Maxwell, nomenats així en honor a el físic James Maxwell. L'alçada màxima és de 11 km.

-Aphrodite Terra, molt més extensa, està situada prop de l'equador. La seva grandària és semblant a el de Sud-amèrica o Àfrica i mostra evidència d'activitat volcànica.

Figura 8. Mapa topogràfic de Aphrodite Terra a Venus. Font: Wikimedia Commons. Martin Pauer (Power) / Public domain.

Missions a Venus

Tant els Estats Units com l'ex-Unió Soviètica van enviar missions no tripulades a explorar Venus durant la segona meitat de segle XX.

En el que va d'aquest segle es van sumar missions de l'Agència Espacial Europea i el Japó. No ha estat una tasca fàcil a causa de les hostils condicions de l'planeta.

venera

Les missions espacials Venera, un altre nom per a Venus, van ser desenvolupades a l'antiga Unió Soviètica des de 1961 fins a 1985. D'elles, un total de 10 sondes van aconseguir arribar a la superfície de la planeta, sent Venera 7 la primera d'elles, el 1970.

Les dades recopilades per la missió Venera inclouen mesures de temperatura, camp magnètic, pressió, densitat i composició de l'atmosfera, així com imatges en blanc i negre (Venera 9 i 10 el 1975) i posteriorment a color (Venera 13 i 14 el 1981).

Figura 9. Rèplica de l'sonda Venera. Font: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Entre altres coses, gràcies a aquestes sondes es va saber que l'atmosfera de Venus consisteix fonamentalment de diòxid de carboni i que l'alta atmosfera està conformada per vents ràpids.

Mariner

La missió Mariner llançar diverses sondes, la primera d'elles va ser el Mariner 1 el 1962, que va fracassar.

La següent, el Mariner 2 va aconseguir arribar a l'òrbita de Venus per demanar dades de l'atmosfera de la planeta, mesurar la intensitat de camp magnètic i la temperatura superficial. També va constatar la rotació retrògrada de l'planeta.

El Mariner 10 va ser l'última sonda d'aquesta missió a ser llançada en 1973, aportant nova i excitant informació de Mercuri i Venus.

Aquesta sonda va aconseguir obtenir 3000 fotos d'excel·lent resolució, ja que va passar molt a prop, a uns 5760 km de la superfície. També va aconseguir transmetre vídeo dels núvols de Venus en espectre infraroig.

Pioneer Venus

El 1979 aquesta missió va realitzar un complet mapa de la superfície de Venus mitjançant radar a través de dues sondes en òrbita sobre el planeta: Pioneer Venus 1 i Pioneer Venus 2. Contenia equips per a realitzar estudis de l'atmosfera, mesurar el camp magnètic, realitzar espectrometria i més.

Magallanes

Aquesta sonda enviada per la NASA el 1990, a través del transbordador espacial Atlantis, va obtenir imatges molt detallades de la superfície, així com una gran quantitat de dades relatives a la geologia de la planeta.

Aquesta informació corrobora el fet que Venus no té plaques tectòniques, com es va esmentar abans.

Figura 10. La sonda Magallanes poc abans del seu llançament en el Centre Espacial Kennedy. Font: Wikimedia Commons.

Venus Express

Va ser la primera de les missions de l'Agència Espacial Europea a Venus i es va estendre des de 2005 fins a 2014, trigant 153 a aconseguir l'òrbita.

La missió es va encarregar d'estudiar l'atmosfera, en la qual van detectar abundant activitat elèctrica en forma de llamps, així com de realitzar mapes de temperatura i mesurar camp magnètic.

Els resultats suggereixen que Venus va poder haver tingut aigua en un passat distant, tal com es va explicar anteriorment, i també van informar de la presència d'una prima capa d'ozó i de gel sec atmosfèric.

Així mateix Venus Express va detectar llocs anomenats punts calents, en els quals la temperatura és encara més càlida que a la resta. Els científics creuen que són llocs on el magma ascendeix a la superfície des de les profunditats.

Akatsuki

També anomenada Planet-C, va ser llançada en 2010, sent la primera sonda japonesa dirigida a Venus. Ha realitzat mesuraments espectroscòpiques, així com estudis de l'atmosfera i la velocitat dels vents, que resulten molt més veloços en els voltants de l'equador.

Figura 11. Representació artística de la sonda japonesa Akatsuki per a l'exploració de Venus. Font: NASA a través de Wikimedia Commons.

referències

1. Bjorklund, R. 2010. Space! Venus. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. The Solar System: the Sun, Mercury and Venus. Chelsea House.
3. Britannica. Venus, planet. Recuperat de: britannica.com.
4. Trepitjar, S. The Solar System. The Inner Planets. Britannica Educational Publishing.
5. Seeds, el Sr. 2011.The Solar System. Seventh Edition. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geologia de Venus. Recuperat de: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venus (planeta). Recuperat de: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venus (planet). Recuperat de: en.wikipedia.org.