Este é un dos 1000 artigos que toda Wikipedia debería ter
1000 12/16

Venus

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Saltar ata a navegación Saltar á procura

VenusVenus symbol.svg
Venus dende a Pioneer, o 26 de febreiro de 1979.
Descubrimento
Descuberto por civilizacións antigas
Descuberto na antigüidade
Características da órbita (Época J2000)
Eixe semi-maior 108 208 926 km
(0,72333199 AU)
Circunferencia orbital 0,68 Tm
(4,545 AU)
Excentricidade orbital 0,00677323
Perihelio 107 476 002 km
(0,71843270 AU)
Afelio 108 941 849 km
(0,72823128 AU)
Ano sidéreo (Período orbital sidéreo) 224,70096 días terrestres

(0,6151977 anos terrestres)

Período Sinódico 583,92 días terrestres
Velocidade Orbital Media 35,02 km/s
Velocidade Orbital Máxima 35,259 km/s
Velocidade Orbital Mínima 34,784 km/s
Inclinación Orbital en relación coa Eclíptica 3,39471°
(3,86° respecto ó ecuador solar)
Lonxitude do nodo ascendente 76,68069°
Argumento do perihelio 54,85229°
Satélites 0
 
Características físicas
Diámetro ecuatorial 12 103,7 km

(0,949 Terra)

Área superficial (superficie) 4,60×108 km²

(0,902 Terra)

Volume 9,28×1011 km³

(0,857 Terra)

Masa 4,8685×1024 kg

(0,815 Terra)

Densidade 5,204 g/cm³
Gravidade no Ecuador 8,87 m/s²
(0,904 gee)
Velocidade de Escape 10,36 km/s
Período de rotación -243,0185 días terrestres
Velocidade de Rotación 6,52 km/h (no ecuador)
Inclinación do eixe de xiro 2,64°°
Ascensión Recta
do Polo Norte
272,76° (18 h 11 min 2 s)
Declinación 67,16°
Albedo 0,65
Temperatura
- min
- media
- max

228 K(alto nubes)
737 K
773 K
Presión Atmosférica Superficial 9321,9 kPa
 
Constituíntes Atmosféricos
Dióxido de carbono 96%
Nitróxeno 3%
Dióxido de xofre

Vapor de auga
Monóxido de carbono
Argon
Helio
Neon
Sulfuro de carbono
Fluoruro de hidróxeno
Cloruro de hidróxeno

trazas

Venus é o segundo planeta contando desde o Sol e ten algunhas características peculiares. Ten unha rotación retrógrada (a máis de lenta); é dicir, o Sol sae polo oeste. A súa atmosfera chega a ser extremadamente densa nas capas interiores, o que lle produce, xunto coa súa composición, un efecto invernadoiro moi forte, que mantén a súa superficie a uns 500 ºC. A súa atmosfera está constituída case exclusivamente por gas carbónico (dióxido de carbono, CO2).

Ó estar máis cerca do Sol que a Terra, Venus presenta fases tal como o fai a Lúa, se ben non chega a producirse nada máis que unha parte das que corresponden ó noso satélite, pois non pode poñerse de xeito máis afastado do Sol que o que está a Terra. Estas fases foron primeiro observadas por Galileo e foron utilizadas por el como un indicio de que os planetas xiran arredor do Sol.

É, a maior parte do tempo (despois da Lúa), o corpo celeste máis brillante no ceo ó anoitecer (ou pouco antes de anoitecer). O feito de que Venus só apareza neses momentos ten que ver co feito de estar máis cerca do Sol que a Terra, chegando a tomar unha altura máxima en relación ó Sol de menos de 45º.

Características físicas[editar | editar a fonte]

Venus é un planeta interior, un dos catro planetas terrestres do Sistema Solar, o que quere dicir que, ao igual que a Terra, é un corpo rochoso. En tamaño e masa é semellante ao noso planeta e adoita ser descrito como "irmán" ou "xemelgo" da Terra. O diámetro de Venus é de 12 092 km (só 650 km menos que o da Terra) e a súa masa é o 81,5 % do da Terra. As condicións na superficie venusiana difiren radicalmente das terrestres, debido á súa densa atmosfera de dióxido de carbono. A masa da atmosfera de Venus é un 96,5% dióxido de carbono, sendo a meirande parte do 3,5% restante nitróxeno.

Xeografía[editar | editar a fonte]

A superficie venusiana foi un tema de especulación ata que algúns dos seus segredos foron revelados pola ciencia planetaria do século XX. Finalmente foi mapeada en detalle polo proxecto Magellan en 199091. O chan amosa a evidencia dun vulcanismo extenso, e o xofre na atmosfera podería indicar que houbo erupcións recentes.

Ao redor do 80% da superficie de Venus está cuberta por suaves chairas volcánicas, sendo un 70% chairas con cristas rugosas e o 10% chairas suaves ou lobuladas. Dous "continentes" de terras altas conforman o resto da superficie, un no hemisferio norte e outro xusto ao sur do ecuador. O continente do norte chámase Ishtar Terra por Ishtar, a deidade babilónica do amor, e ten un tamaño semellante ao de Australia. Maxwell Montes, a montaña máis alta do planeta, atópase en Ishtar Terra. A súa cima está a 11 km sobre a elevación media de Venus. O continente do sur chámase Aphrodite Terra, pola deusa grega do amor, e é o máis grande dos dous, do tamaño de Sudamérica. Unha rede de fracturas e fallas cobre a meirande parte desta área.

A falta de probas de fluxo de lava, xunto con que non hai ningunha caldeira visible, segue a ser un enigma. O planeta ten poucos cráteres, demostrando que a superficie é relativamente nova, duns 300–600 millóns de anos. Ademais dos cráteres, as montañas e o vales que adoitan a atoparse en planetas rochosos, Venus ten algunhas características superficiais únicas. Entre esas están as "farras", estruturas volcánicas altas e chas, que miden uns 20–50 km de diámetro e teñen entre 100 e 1000 metros de alto; as "novae", que son sistemas radiais de fracturas con forma de estrela; fracturas tanto radiais como concéntricas chamadas "arácnidas"; e as "coronae", aneis circulares de fracturas ás veces rodeados por unha depresión. Esas fracturas son de orixe volcánica.

Moitas das características da superficie de Venus foron bautizadas co nome de mulleres históricas e mitolóxicas, en concordancia co nome do planeta. As excepcións son Maxwell Montes, chamado así por James Clerk Maxwell, e as rexións altas Alpha Regio, Beta Regio e Ovda Regio. Estas tres foron bautizadas así antes de que se adoptase o actual sistema pola Unión Astronómica Internacional.

Xeoloxía da superficie[editar | editar a fonte]

Gran parte da superficie venusiana semella ter sido moldeada pola actividade volcánica. Venus ten varias veces o número de volcáns da Terra, e posúe 167 grandes volcáns duns 100 km de diámetro. O único complexo volcánico deste tamaño na Terra é o Big Island de Hawaii. Isto non se debe a que Venus sexa máis activo volcanicamente que o noso planeta, senón a que a súa cortiza é máis antiga. A cortiza oceánica terrestre está continuamente reciclándose por subdución nos límites das placas tectónicas, e ten unha idade media duns 110 millóns de anos, mentres que a idade da superficie venusiana estímase en 300–600 millóns de anos.

Varias liñas de evidencia apuntan á actividade volcánica en curso de Venus. Durante o programa soviético Venera, as sondas Venera 11 e Venera 12 detectaron unha corrente constante de lóstregos, e a Venera 12 gravou un potente trono pouco despois da súa aterraxe. A Venus Express da ESA gravou moitos lóstregos na atmosfera superior. Aínda que na Terra a chuvia leva a treboadas, non hai chuvias na superficie de Venus (aínda que cae chuvia ácida sulfúrica na atmosfera superior, evapórase ó chegar a uns 25 km sobre a superficie). Unha posibilidade é que as cinzas de erupcións volcánicas xerasen os lóstregos.

Outra evidencia vén das medidas de concentracións de dióxido de xofre na atmosfera, que se reduciron por un factor de 10 entre 1978 e 1986. Isto pode implicar que os niveis fosen anteriormente impulsados por unha erupción volcánica.

Hai case un milleiro de cráteres de impactos en Venus, distribuídos ao longo da súa superficie. Noutros corpos cheos de cráteres, como a Terra ou a Lúa, estes amosan distintos estados de degradación. Na Lúa esta está causada por impactos posteriores, mentres que na Terra é debida á erosión da chuvia e do vento. En Venus, ao redor do 85 % dos cráteres teñen aspecto semellante ó presentado na súa orixe. O número de cráteres, xunto co seu bo estado de conservación, indica que o planeta sufriu un evento global de revestimento hai uns 300-600 millóns de anos, seguido por un descenso da actividade volcánica.

Mentres que a cortiza da Terra está en continuo movemento, Venus non pode soster ese proceso. Sen placas tectónicas para disipar a calor do seu manto, Venus sofre un proceso cíclico no cal as temperaturas do manto aumentan ata que acadan un nivel crítico que debilita a cortiza. Entón, durante un período duns 100 millóns de anos, ocorre a subdución nunha escala enorme, reciclando completamente a cortiza.

Os cráteres venusianos van dende os 3 ata os 280 km de diámetro. Non hai cráteres menores de 3 km debido aos efectos da densa atmosfera sobre os obxectos que a penetran. Os obxectos con menos dunha certa enerxía cinética son freados ata un nivel que non crean un cráter cando impactan. Os proxectís de menos de 50 metros de diámetro fragméntanse e arden na atmosfera antes de acadar o chan.

Estrutura interna[editar | editar a fonte]

Sen datos sísmicos ou coñecemento do seu momento de inercia, hai pouca información directa dispoñible sobre a estrutura interna e a xeoquímica de Venus. A semellanza en tamaño e densidade coa Terra suxire que comparten unha estrutura interna parella: núcleo, manto e cortiza. Ao igual que a Terra, o núcleo venusiano é parcialmente líquido porque os dous planetas arrefriaron máis ou menos ao mesmo ritmo. O tamaño lixeiramente menor de Venus e a súa menor gravidade suxiren que as presións son significativamente menores no interior ds parte sólida que a profundidade semellante na Terra. A principal diferenza entre os dous planetas é a falta de evidencia de placas tectónicas en Venus, posiblemente debido a que a súa cortiza é demasiado grosa para subducir, e tampouco ten auga para facela menos viscosa. Isto leva a unha menor perda de calor do planeta, evitando o arrefriamento e proporcionando unha probable explicación á falta dun campo magnético xerado internamente. Porén, Venus pode perder a súa calor interna en grandes eventos periódicos de revestimento.

Atmosfera e clima[editar | editar a fonte]

Venus ten unha atmosfera moi densa, formada principalmente por dióxido de carbono e unha pequena cantidade de nitróxeno. A masa atmosférica é 93 veces a da atmosfera terrestre, mentres que a presión na súa superficie é unhas 92 veces a da Terra (unha presión equivalente á de estar a 1 km de profundidade no océano). A densidade na superficie é de 65 kg/m³, 6,5% da da auga. A atmosfera rica en CO2, xunto con espesas nubes de dióxido de xufre, xeran o maior efecto invernadoiro do Sistema Solar, tendo temperaturas na superficie deata 500 °C. Isto fai a superficie de Venus máis quente que a de Mercurio, que ten unha temperatura superficial mínima de −220 °C e unha máxima de 420 °C, a pesar de que Venus está case ao dobre de distancia do Sol e polo tanto recibe só o 25% da irradiación solar relativa de Mercurio. A superficie de Venus adoita describirse como infernal.

Algúns estudos suxeriron que hai milleiros de millóns de anos a atmosfera venusiana era máis semellante á da Terra do que é, e que debía ter cantidades substanciais de auga líquida na superficie, pero, tras un período de entre 600 millóns e varios milleiros de millóns de anos, un desmedido efecto invernadoiro foi a causa da evaporación de toda a auga da superficie, xerando un nivel crítico de gases invernadoiros na súa atmosfera. Aínda que as condicións na superficie do planeta non son en absoluto hospitalarias para calquera tipo de vida terrestre aparecida antes dese evento, non pode ser excluída a posibilidade de que exista un nicho habitable nas capas medias e baixas das nubes de Venus.

A inercia térmica e a transferencia de calor por ventos na atmosfera inferior fan que a temperatura da superficie de Venus non varíe significativamente entre a cara nocturna e a diúrna, a pesar da lenta rotación do planeta. Os ventos na superficie son lentos, movéndose a uns poucos quilómetros por hora pero, debido á alta densidade da atmosfera na superficie, exercen unha forza significativa contra as obstrucións, e transportan po e pequenas pedras a través da superficie. Isto, por si só, podería facerlle difícil a un humano camiñar, mesmo se a calor, a presión ou a falta de osíxeno non fosen un problema.

Por riba da densa capa de CO2 hai espesas nuber formadas principalmente por dióxido de xofre e pingas de ácido sulfúrico. Esas nubes reflicten e dispersan ao redor do 90% da luz solar que cae nelas devolvéndoas ao espazo, e evitando a observación da superficie venusiana. A cobertura permanente de nubes fai que, aínda que Venus está máis preto do Sol que a Terra, a súa superficie non estea tan ben iluminada. Fortes ventos de 300 km/h na parte superior das nubes rodean o planeta cada catro ou cinco días terrestres. Os rápidos ventos venusianos e a lenta rotación do planeta fan que a relación entre ambos sexa de ata 60 unidades, mentres que os ventos máis rápidos da Terra son só do 10–20% da velocidade de rotación terrestre (0,1-0,2 unidades).

A superficie de Venus é abondo isotérmica; ten unha temperatura case constante non só entre o día e a noite senón tamén entre o ecuador e os polos. A oblicuidade da elíptica do planeta é menos dos 3°, comparados cos 23° da Terra, o que tamén minimiza a variación de temperatura estacional. A única variación apreciable da temperatura ocorre coa altitude. En 1995, a sonda Magalláns fotografou unha substancia altamente reflectiva na cima das montañas máis altas que tiña un gran parecido á neve terrestre. Esta substancia podería dicirse que se forma dun proceso semellante ao da neve, aínda que a unha temperatura moito máis alta. Demasiado volátil como para condensarse na superficie, elévase en forma de gas para arrefriarse en elevacións máis altas, onde cae en forma de precipitación. Non se coñece con certeza a identidade desa substancia, pero as especulacións van dende que pode ser teluro elemental ata galena.

As nubes de Venus son capaces de producir lóstregos igual que as da Terra. A existencia de lóstregos ten sido motivo de controversia dende que foron detectados os primeiros tronos polas sondas soviéticas Venera. En 200607 a Venus Express detectou claramente ondas modo whistler, a sinatura do lóstrego. A súa aparición intermitente indica un patrón asociado coa actividade meteorolóxica. A taxa de lóstregos é polo menos a metade que a da Terra. No ano 2007 a sonda Venus Express descubriu que existía un enorme vórtice dobre atmosférico no polo sur do planeta.

Outro descubrimento realizado pola Venus Express en 2011 é que existe unha capa de ozono na atmosfera superior de Venus.

O 29 de xaneiro de 2013 científicos da ESA informaron de que a ionosfera do planete ten correntes cara o exterior semellantes á cola iónica dun cometa en condicións parecidas.

Campo magnético e núcleo[editar | editar a fonte]

En 1967 a Venera 4 descubriu que o campo magnético de Venus era moito máis débil que o da Terra. Este campo magnético é inducido por unha interacción entre a ionosfera e o vento solar, en vez de por unha dínamo interna no núcleo como a do interior terrestre. A pequena magnetosfera inducida de Venus protexe dun xeito insignificante a atmosfera contra a radiación cósmica. Esta radiación pode dar lugar a descargas de lóstregos de nube a nube.

A falta dun campo magnético intrínseco en Venus era sorprendente debido ao seu tamaño semellante ao da Terra, e agardábase tamén que contese unha dínamo no seu núcleo. Unha dínamo require tres cousas: un líquido condutor, rotación e convección. Pénsase que o núcleo é electricamente condutor e, aínda que se pensa que a súa rotación é demasiado lenta, as simulacións amosan que é axeitada para producir unha dínamo. Isto implica que a dínamo non existe debida á falta de convección no núcleo venusiano. Na Terra, a convección ocorre na capa líquida exterior do núcleo debido a que a capa líquida inferior está moito máis quente. En Venus, un evento de rexuvenecemento global puido ter pechado a tectónica de placas e reducido o fluxo de calor a través da cortiza. Isto causou que a temperatura do manto aumentase, reducindo así o fluxo de calor fóra do núcleo. Como resultado, non hai unha xeodinámica interna para conducir un campo magnético. No seu lugar, a enerxía calorífica do núcleo úsase para requentar a corteza.

Unha posibilidade é que Venus non teña un núcleo interior sólido, ou que o seu núcleo non estea na actualidade arrefriándose, polo que toda a parte líquida do núcleo está aproximadamente á mesma temperatura. Outra posibilidade é que o seu núcleo estea xa completamente solidificado. O estado do núcleo depende moito da concentración de xofre, a cal é descoñecida na actualidade.

A débil magnetosfera ao redor de Venus fai que os ventos solares interaccionen directamente coa atmosfera superior do planeta. Alí, son creados ións de hidróxeno e osíxeno pola disociación de moléculas neutrais da radiación ultravioleta. O vento solar proporciona enerxía que lle dá a algún deses ións a suficiente velocidade para escapar do campo gravitatorio do planeta. Ese proceso de erosión leva a unha perda constante de ións de hidróxeno, helio e osíxeno, mentres que moléculas de maior masa, como o dióxido de carbono, son máis propensas a ser retidas. A erosión atmosférica por vento solar probablemente levou á perda da meirande parte da auga do planeta durante os primeiros mil millóns de anos despois da súa formación.

Venus na cultura popular galega[editar | editar a fonte]

Polo feito de ser ou á última estrela visible no mencer ou de aparecer como a primeira estrela no solpor, en galego recibe popularmente os nomes de:

  • estrela da alba, estrela da mañá, estrela do día, estrela panadeira, luceiro da alba, luceiro de amanexo, luceiro do día, luceiro da madrugada, luceiro da mañá, luceiro da mañán, luceiro rabiño.
  • estrela da fortuna, estrela da tarde, estrela do luceiro, luceiro de asexo, luceiro da tarde, luceiro de media noite.

Tamén se coñece, en ámbolos casos, como luceiro ou estreliña do luceiro.

Cantigueiro[editar | editar a fonte]

  • ¡Ai, luceiriño galano,
que desde alá enriba ves todo,
mírame si a miña nena
fala ou non fala con outros.
  • Púxenme a contar estrelas
e botalas no sombeiro;
mais non lle puiden dar conto
hastra que veu o luceiro.

Galería de imaxes[editar | editar a fonte]

Véxase tamén[editar | editar a fonte]