Venus (planeta)
De Viquipèdia
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Venus és el segon planeta del sistema solar en ordre de distància al Sol. És un dels planetes interiors i dels planetes tel·lúrics. És conegut popularment com l'estrella del matí o estrella vespertina, ja que degut a la seva proximitat al Sol, només es pot observar una estona abans de l'alba o després de la posta. El seu nom prové de la deessa romana de l'amor, probablement per ser el planeta més brillant conegut a l'antiguitat. En estar en una òrbita interior a la terrestre la seva superfície presenta fases marcades (com les de la Lluna) que van ser observades per primera vegada per Galileo Galilei el 1610.
Taula de continguts |
[edita] Característiques
La seva massa, densitat i volum són molt semblants a les terrestres, raó per la qual durant molt de temps va ser considerat com el planeta bessó de la Terra. A partir de la segona meitat del segle XX es va descobrir que en realitat es tracta d'un planeta molt diferent.
[edita] Òrbita
Venus gira sobre si mateix en 243 dies terrestres i el seu any dura tan sols 225 dies. Té una lenta rotació retrògrada, el que significa que gira d'est a oest, en comptes de rotar d'oest a est com la majoria dels altres planetes més grans. (Plutó i Urà també tenen una rotació retrògrada, encara que l'eix de rotació d'Urà, inclinat 97,86º, pràcticament descansa sobre el seu pla orbital). Es creu que la lenta rotació retrògrada està causada per la densa atmosfera del planeta que va frenar la seva rotació i després va fer que comencés a rotar en sentit contrari. També és possible que la fricció entre el nucli i el mantell de Venus, l'escalfament de l'atmosfera pel Sol i les forces de marea exercides per la gravetat solar sobre l'atmosfera hagin provocat el mateix efecte.
A més d'esta inusual rotació retrògrada, el període de rotació i el període orbital de Venus estan sincronitzats de tal forma que Venus sempre presenta la mateixa cara a la Terra quan els dos planetes es troben en la seva màxima aproximació en cada conjunció inferior. Això pot ser el resultat de les forces de marea que afecten la rotació de Venus cada vegada que els planetes es troben prou pròxims, o simplement pot ser una coincidència.
[edita] Atmosfera
Venus posseeix una atmosfera densa i càlida amb pressions en la superfície de 90 bars. L'atmosfera consisteix principalment en diòxid de carboni (96,5% en volum) i nitrogen (3,5%). Visualment el planeta està completament cobert per una densa i elevada capa de núvols compostos per gotes d'àcid sulfúric. La densa atmosfera de CO2 produïx un intens efecte hivernacle que no deixa escapar la calor i provoca temperatures de fins a 500ºC en regions poc elevades prop de l'equador del planeta. De fet, Venus posseeix temperatures superiors a les de Mercuri a pesar de trobar-se al doble de distància del Sol i rebre només un 25% de radiació solar d'aquest.
Els vents a nivell dels núvols són ràpids (de 350 km/h), bufen cap a l'est i decreixen en profunditat sent pràcticament inexistents en la superfície. L'origen d'esta superrotació atmosfèrica no es coneix amb precisió.
[edita] Superfície
Venus té dos altiplans principals a manera de continents, elevant-se sobre una vasta plana. L'altiplà nord s'anomena Ishtar Terra i conté la major muntanya de Venus, Maxwell Montes (aproximadament 2 km més alta que l'Everest) —anomenada així en honor de James Clerk Maxwell—, la qual envolta l'altiplà Lakshmi Planum. Ishtar Terra té la grandària aproximada d'Austràlia. En l'hemisferi sud es troba Aphrodite Terra, major que l'anterior, amb la grandària de Sudamèrica. Entre estos altiplans hi ha algunes depressions del terreny, que inclouen Agrada Planitia, Guinevere Planitia i Lavinia Planitia. Amb l'única excepció de Maxwell Montes, totes les característiques distingibles del terreny adopten noms de dones mitològiques. La densa atmosfera de Venus provoca que els meteorits frenin bruscament en el seu descens a la superfície, encara que els més grans poden colpejar la superfície per a provocar un cràter si tenen la suficient energia cinètica. Com a conseqüència d'això, no poden formar-se cràters d'impacte més petits de 3,2 quilòmetres de diàmetre. Existeixen unes estructures radials típiques de Venus, que abans rebien el nom d'Astrum, nom actualment desaconsellat.
Aproximadament el 90% de la superfície de Venus sembla consistir en lava basàltica solidificada recentment (en termes geològics), amb molt pocs cràters de meteorits. Les més antigues formacions presents a Venus no semblen tenir més de 800 milions d'anys, sent la major part del terreny considerablement més jove (no més d'alguns centenars de milions d'anys en la seva major part). Això suggereix que Venus va patir un cataclisme que va afectar la seva superfície no fa gaire temps en el passat geològic.
L'interior del planeta és probablement semblant al de la Terra: un nucli de ferro d'uns 3.000 km de radi, amb un mantell rocós que forma la major part del planeta. Segons dades dels mesuradors gravitatoris de la sonda Magallanes, la crosta de Venus podria ser més dura i gruixuda del que s'havia pensat. Es calcula que Venus no té plaques tectòniques mòbils com la Terra, però en el seu lloc es produïxen massives erupcions volcàniques que inunden la seva superfície amb lava «fresca». Altres descobriments recents suggereixen que Venus encara és volcànicament actiu.
[edita] Camp magnètic
El camp magnètic de Venus és molt dèbil comparat amb el d'altres planetes del sistema solar. Això es pot deure a la seva lenta rotació, insuficient per a formar el sistema de «dinamo interna» de ferro líquid. Com a resultat d'això, el vent solar colpeja l'atmosfera de Venus sense ser filtrat. Es pensa que Venus va tenir originàriament tanta aigua com la Terra, però que, sotmesa a l'acció del Sol, el vapor d'aigua en l'alta atmosfera es va dividir en hidrogen i oxigen, escapant l'hidrogen a l'espai per la seva baixa massa molecular. El percentatge de deuteri (un isòtop pesat de l'hidrogen que no escapa tan fàcilment) a l'atmosfera de Venus sembla donar suport a esta teoria. Se suposa que l'oxigen molecular es va combinar amb els àtoms de l'escorça (encara que grans quantitats d'oxigen resten a l'atmosfera en forma de diòxid de carboni). A causa d'aquesta sequedat, les roques de Venus són molt més pesades que les de la Terra, la qual cosa afavoreix la formació de muntanyes majors, profunds penya-segats i altres formacions.
[edita] Un satèl·lit?
Durant un temps es va creure que Venus posseïa un satèl·lit natural anomenat Neith, per la deessa de Sais a Egipte (el vel de la qual cap mortal podia alçar). Va ser observat per primera vegada per Giovanni Cassini en 1672. Altres observacions esporàdiques van continuar fins a 1892, però eren en la seva major part estrelles tènues que semblaven estar en el lloc correcte en el moment correcte). Avui dia, se sap amb certesa que Venus no té cap lluna.
[edita] Exploració espacial de Venus
Venus va ser visitat per primera vegada per la sonda soviètica Venera 1, la primera sonda espacial enviada a un altre planeta. El llançament es va produir el 12 de febrer de 1961 però el senyal de ràdio de la sonda es va perdre abans de la seva arribada al planeta. La primera sonda espacial que es va acostar a Venus va ser la sonda americana Mariner 2 en 1962, determinant que aquest planeta pràcticament no posseeix camp magnètic i obtenint un mapa de microones de la seva superfície. En 1967 la sonda soviètica Venera 4 va ser capaç de submergir-se en l'atmosfera de Venus enviant dades sobre esta sense arribar a posar-se sobre la superfície. La primera sonda que va aconseguir tocar la superfície de Venus va ser la Venera 7 l'any 1970. Posteriorment, les sondes Venera 9, 10, 13 i 14 van ser capaces d'enviar algunes poques fotografies de la superfície mostrant una superfície de roques aplanada per la forta pressió atmosfèrica i sense trets aparents d'erosió davant de la pràctica absència de vent.
Paral·lelament, el programa americà d'exploració espacial va enviar les dues sondes del programa Pioneer Venus al planeta. En 1985 les sondes soviètiques Vega 1 i 2 van deixar anar sondes en forma de globus aerostàtic per estudiar l'atmosfera al mateix temps que la resta de la sonda estudiava la superfície. Cap dels aparells en superfície va resistir més d'unes 2 hores les altes temperatures i pressions de Venus. Al 1990 la sonda americana Magellan va realitzar mesures de radar del 98% de la superfície del planeta, obtenint mapes amb una resolució de 100m.
A causa de la seva posició pròxima a la Terra, Venus ha estat també visitat per diferents sondes espacials en maniobres d'assistència gravitatòria en les quals s'utilitza la gravetat del planeta per a impulsar la sonda espacial.
La Venus Express és una missió de l'Agència Espacial Europea que consisteix en una sonda orbital dedicada a estudiar el planeta i especialment la seva atmosfera des d'una òrbita polar. Va ser llançada el 9 de novembre de 2005 i arribà l'11 d'abril de 2006; és la primera sonda europea en visitar el planeta.
Per al futur hi ha algunes sondes projectades, com la PLANET-C (Venus Climate Orbiter) japonesa, la Venus Entry Probe (VEP) europea i la Venera-D russa.
[edita] Vegeu també
[edita] Enllaços externs
- (castellà) Solarviews: Venus
- (anglès) NASA/NSSDC: dades de Venus
| Sistema solar |
|---|
 |
| Sol • Mercuri • Venus • Terra • Mart • Júpiter • Saturn • Urà • Neptú |
| Plutó • Cinturó d'asteroides • Cinturó de Kuiper • Eris • Núvol d'Oort
Satèl·lits de Mart • Satèl·lits de Júpiter • Satèl·lits de Saturn • Satèl·lits d'Urà • Satèl·lits de Neptú |
