Venus

Para outras páxinas con títulos homónimos véxase: Venus (homónimos).

Venus
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 do sistema solar en orde de proximidade ao Sol e o terceiro en canto a tamaño en orde ascendente despois de Mercurio e Marte e ten algunhas características peculiares. Do mesmo xeito que Mercurio, carece de satélites naturais. A súa órbita é unha elipse cunha excentricidade de menos do 1 %, formando a órbita máis circular de todos os planetas; apenas supera a de Neptuno. Este planeta ademais posúe o día máis longo do sistema solar —243 días terrestres—, o seu movemento é dextróxiro, é dicir, xira no sentido das agullas do reloxo, contrario ao movemento dos outros planetas. Por iso, nun día venusiano o Sol sae polo oeste e ponse polo leste. As súas nubes, con todo, poden dar a volta ao planeta en catro días terrestres. De feito, previamente a estudalo con naves non tripuladas na súa superficie ou con radares, pensábase que o período de rotación de Venus era duns catro días terrestres.

Trátase dun planeta interior de tipo rochoso e terrestre, chamado con frecuencia o planeta irmán da Terra, xa que ambos son similares en canto a tamaño, masa e composición, aínda que totalmente diferentes en cuestións térmicas e atmosféricas (a temperatura media de Venus é de 463,85 °C). 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 °C. A súa presión atmosférica é 90 veces superior á terrestre; é, polo tanto, a maior presión atmosférica de todos os planetas rochosos do sistema solar. É de cor branca/amarelada pola súa atmosfera composta maioritariamente por dióxido de carbono (CO₂), ácido sulfhídrico (H₂S) e nitróxeno (N₂).

A pesar de situarse máis lonxe do Sol que Mercurio, Venus posúe a atmosfera máis quente do sistema solar; isto débese a que está principalmente composta por gases de efecto invernadoiro, como o dióxido de carbono, atrapando moito máis calor do Sol. Actualmente carece de auga líquida e as súas condicións en superficie considéranse incompatibles coa vida coñecida, aínda que en descubrimentos recentes atopouse fosfina na súa superficie nebular, unha molécula que na Terra é xerada por microbios, o que dá indicios dunha posible existencia de vida. Con todo, o Instituto Goddard de Estudos Espaciais da NASA e outros postularon que no pasado Venus puido ter océanos con tanta auga como o océano terrestre e reunir condicións de habitabilidade planetaria.

Ao atoparse Venus máis próximo ao Sol que a Terra, sempre se pode atopar nas inmediacións do Sol (a súa maior elongación é de 47,8°), polo que desde a Terra pódese ver só durante unhas poucas horas antes do orto (saída do Sol) nuns determinados meses do ano; tamén durante unhas poucas horas despois do ocaso (posta do Sol) no resto do ano. A pesar diso, cando Venus é máis brillante pode ser visto durante o día, sendo un dos tres únicos corpos celestes que poden ser vistos de día a primeira ollada ademais da Lúa e o Sol. Venus pode proxectar sombras e pode ser visible a simple vista a plena luz do día. Polo mesmo motivo, 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. Coñecido como a estrela da mañá (‘Luceiro do alba’) ou da tarde (‘Luceiro vespertino’), cando é visible no ceo nocturno é o segundo obxecto máis brillante do firmamento tras a Lúa, polo que Venus debeu ser xa coñecido desde os tempos prehistóricos.

A maioría das antigas civilizacións coñecían os movementos no ceo de Venus, polo que adquiriu importancia en case todas as interpretacións astrolóxicas do movemento planetario. En particular, a civilización maia elaborou un calendario relixioso baseado nos ciclos astronómicos, incluídos os ciclos de Venus.

Venus recibe o seu nome en honra a Venus, a deusa romana do amor (na Grecia antiga, Afrodita). Os adxectivos venusiano/a, venusino/a e venéreo/a (poeticamente) son usados para denotar as características habitualmente atribuídas a Venus/Afrodita. O adxectivo venéreo adoita asociarse ás enfermidades de transmisión sexual. Venus e a Terra (deusa grega Xea) son os únicos planetas do sistema solar con nome feminino. O símbolo do planeta Venus é unha representación estilizada do espello da deusa Venus: un círculo cunha pequena cruz debaixo, utilizado tamén hoxe para denotar o sexo feminino.

Características físicas

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 "irmá" ou "xemelga" 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. A presión na superficie é de 9,3 MPa (93 bares), e a temperatura media da superficie é de 737 K (464 °C; 867 °F), por encima do punto crítico dos compoñentes principais o que fai da superficie da atmosfera un fluído supercrítico.

Xeografía

Véxase tamén: Lista dos cráteres de Venus.

A superficie venusiana foi un tema de especulación ata que algúns dos seus segredos foron revelados pola ciencia planetaria do século XX. Os módulos de aterraxe do programa Venera de 1975 e 1982 enviaron imaxes dunha superficie cuberta de sedimentos e rochas relativamente angulares. Finalmente foi mapeada en detalle polo proxecto Magellan en 1990–91. 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 Suramérica. 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 de impacto, 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, o organismo que supervisa a nomenclatura planetaria.

A lonxitude das características físicas de Venus exprésase en relación co seu meridiano principal. O primeiro meridiano orixinal pasou polo punto luminoso do radar no centro do elemento oval Eve, situado ao sur de Alpha Regio. Despois de que se completasen as misións Venera, o meridiano principal foi redefinido para pasar polo pico central do cráter Ariadna en Sedna Planitia.

Os terreos de tesera estratigraficamente máis antigos teñen unha emisividade térmica constantemente menor que as chairas basálticas circundantes medidas polas sondas espaciais Venus Express e Magellan, indicando un conxunto de minerais diferente, posiblemente máis félsico. O mecanismo para xerar unha gran cantidade de cortiza félsica xeralmente require a presenza de auga oceánica e placas tectónicas, o que implica que nos primeiros tempos de Venus existiron condicións de habitabilidade. Con todo, a natureza dos terreos de teseras dista moito de ser segura.

Vulcanismo

Vista de Maat Mons en 3d sobre a superficie de Venus, cunha escala vertical multiplicada por 22,5. Imaxe baseada en imaxes tomadas pola sonda Magallanes

Gran parte da superficie venusiana parece estar conformada pola actividade volcánica. Venus ten varias veces máis volcáns que a Terra e ten 167 grandes volcáns de máis de 100 km de diámetro. O único complexo volcánico deste tamaño na Terra é a Illa Grande de Hawai. Isto non se debe a que Venus sexa máis activa volcanicamente que a Terra, senón a que a súa codia é máis antiga e non está suxeita ao mesmo proceso de erosión. A codia oceánica recíclase continuamente por subdución nos límites das placas tectónicas, e ten unha idade media duns cen millóns de anos, mentres que a superficie de Venus estímase en 300–600  millóns de anos.

Varias liñas de evidencia apuntan a unha actividade volcánica continua en Venus. As concentracións de dióxido de xofre na atmosfera reducíronse 10 veces entre 1978 e 1986, subiron en 2006 e volveron reducirse 10 veces. Isto pode significar que os niveis aumentaron varias veces polas grandes erupcións volcánicas. Suxeriuse que o raio venusiano (que se comenta a continuación) podería orixinarse da actividade volcánica (é dicir, raio volcánico). En xaneiro de 2020, os astrónomos informaron de evidencias que suxiren que Venus está actualmente volcanicamente activo, concretamente a detección de olivina, un produto volcánico que se meteorizaría rapidamente na superficie do planeta.

En 2008 e 2009, Venus Express observou as primeiras probas directas de vulcanismo, en forma de catro puntos quentes infravermellos transitorios localizados na zona da greta Ganis Chasma,

preto do volcán en escudo Maat Mons. Tres das manchas observáronse en máis dunha órbita sucesiva. Crese que estas manchas representan lava recentemente liberada por erupcións volcánicas. Non se coñecen as temperaturas reais, porque non se puido medir o tamaño dos puntos quentes, pero é probable que estivesen no rango de 800–1 100 K (527–827 °C; 980–1 520 °F), en relación cunha temperatura normal de 740 K (467 °C; 872 °F). En 2023, os científicos reexaminaron as imaxes topográficas da rexión de Maat Mons tomadas polo orbitador Magallanes. Utilizando simulacións por computador, determinaron que a topografía cambiara durante un intervalo de 8 meses, e chegaron á conclusión de que a causa foi un vulcanismo activo..

Cráteres

Cráteres de impactos na superficie de Venus (imaxe en falsa cor reconstruída a partir de datos de radar)

En Venus hai case mil cráteres de impacto distribuídos uniformemente pola súa superficie. Noutros corpos con cráteres, como a Terra e a Lúa, os cráteres mostran diversos estados de degradación. Na lúa, a degradación débese a impactos posteriores, mentres que na Terra débese á erosión do vento e a choiva. En Venus, preto do 85% dos cráteres atópanse en estado prístino. O número de cráteres, xunto co seu bo estado de conservación, indica que o planeta sufriu un evento global de rexurdimento fai 300-600 millóns de anos, seguido dun decaemento do vulcanismo. Mentres que a codia terrestre está en continuo movemento, crese que a de Venus é incapaz de soster un proceso semellante. Sen tectónica de placas para disipar a calor do seu manto, Venus experimenta en cambio un proceso cíclico no que as temperaturas do manto aumentan ata alcanzar un nivel crítico que debilita a codia. A continuación, durante un período duns 100 millóns de anos, prodúcese unha subdución a grande escala que recicla completamente a codia.

O diámetro dos cráteres venusianos oscila entre 280 km. Non hai cráteres menores de 3 km, debido os efectos da densa atmosfera sobre os obxectos que chegan. Os obxectos con menos de certa enerxía cinética son freados pola atmosfera e non crean un cráter de impacto. Os meteoritos entrantes de menos de 50 m de diámetro fragmentaranse e arderán na atmosfera antes de alcanzar o chan.

Xeoloxía da superficie

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 Hawai. 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

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, aínda que non se pode descartar un núcleo completamente sólido. O tamaño lixeiramente menor de Venus e a súa menor gravidade suxiren que as presións son significativamente menores no interior da 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

Na luz visible, Venus é unha esfera case sen trazos e incolora cunha cuberta de nubes uniforme

Estrutura das nubes da atmosfera venusiana na banda ultravioleta.

Artigo principal: Atmosfera de Venus.

Venus ten unha atmosfera moi densa, formada principalmente por dióxido de carbono, un 3,5% de nitróxeno (ambos existen como fluídos supercríticos na superficie do planeta) e restos doutros gases, incluído o dióxido de xofre. 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 ou 50 veces máis densa que a atmosfera terrestre ao nivel do mar a 293 K (20 °C; 68 °F). A atmosfera rica en CO₂, xunto con espesas nubes de dióxido de xofre, 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. Debido ao seu efecto invernadoiro desbocado, científicos como Carl Sagan identificaron Venus como un obxecto de alerta e investigación vinculado ao cambio climático na Terra.

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 de nubes superiores de Venus, a 50 km da superficie, onde se a temperatura oscila entre os 30 e os 80 °C pero o ambiente é ácido.

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 nubes 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 2006–07 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 planeta ten correntes cara ao exterior semellantes á cola iónica dun cometa en condicións parecidas.

Campo magnético e núcleo

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 contivese 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 codia.

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. Con todo, o planeta puido conservar un efecto dinamo durante os seus primeiros 2.000 ou 3.000 millóns de anos, polo que a perda de auga puido producirse máis recentemente. A erosión aumentou 100 veces a proporción de deuterio de maior masa e de hidróxeno de menor masa na atmosfera en comparación co resto do sistema solar.

Órbita e rotación

Venus é o segundo planeta desde o Sol, e realiza unha órbita completa nuns 224 días

Venus orbita ao redor do Sol a unha distancia media dunhas 0,72 UA (108 millóns de km ), e completa unha órbita cada 224,7 días. Aínda que todas as órbitas planetarias son elípticas, a órbita de Venus é actualmente a máis próxima o círculo, cunha excentricidade inferior a 0,01. As simulacións da dinámica orbital do sistema solar primitivo demostraron que a excentricidade da órbita de Venus puido ser substancialmente maior no pasado, alcanzando valores de ata 0,31 e posiblemente influíndo na evolución temperá do clima.

Venus e a súa rotación respecto da súa revolución.

Todos os planetas do sistema solar orbitan ao redor do Sol en sentido antihorario visto desde o polo norte da Terra. A maioría dos planetas viran sobre os seus eixos no sentido contrario ás agullas do reloxo, pero Venus xira no sentido das agullas do reloxo en rotación retrógrada unha vez cada 243 días terrestres, sendo esta a rotación máis lenta de todos os planetas. Este día sideral venusino dura, por tanto, máis que un ano venusino (243 fronte a 224,7 días terrestres). A duración do día, retardada pola súa forte corrente atmosférica, tamén flutúa en ata 20 minutos. O ecuador de Venus xira a 6,52 km/h, mentres que o da Terra xira a 1674.4 km/h., producindo 465.1011 m/s 1674,364 km/h. A cifra incorrecta de 1669,8 km/h obtense dividindo a circunferencia ecuatorial da Terra por 24 h. Pero a velocidade correcta debe ser relativa ao espazo inercial, polo que o día estelar de {val s/3600 {val h}} (23 h 56 m 4,0989 s). Así 2π(6378.137 km)/23.934472 h = 1674.364 km/h. O período de rotación de Venus medido cos datos da nave espacial Magallanes durante un período de 500 días é menor que o período de rotación medido durante o período de 16 anos entre as visitas da nave espacial Magallanes e Venus Express, cunha diferenza duns 6,5 minutos. Debido á rotación retrógrada, a duración dun día solar en Venus é significativamente menor que o día sideral, con 116. 75 días terrestres (o que fai que o día solar venusino sexa máis curto que os 176 días terrestres de Mercurio; a cifra de 116 días aproxímase ao número medio de días que tarda Mercurio en deslizarse por baixo da Terra na súa órbita). Un ano venusino equivale aproximadamente a 1,92 días solares venusinos. Para un observador na superficie de Venus, o Sol sairía polo oeste e poñeríase polo leste, aínda que as nubes opacas de Venus impiden observar o Sol desde a superficie do planeta.

Venus puido formarse a partir da nebulosa solar cun período de rotación e unha oblicuidade diferentes, alcanzando o seu estado actual debido aos cambios caóticos de xiro causados polas perturbacións planetarias e os efectos das mareas sobre a súa densa atmosfera, un cambio que se produciu no transcurso de miles de millóns de anos. O período de rotación de Venus pode representar un estado de equilibrio entre o bloqueo de marea á gravitación do Sol, que tende a retardar a rotación, e unha marea atmosférica creada polo quecemento solar da densa atmosfera venusiana. O intervalo medio de 584 días entre aproximacións sucesivas á Terra é case exactamente igual a 5 días solares venusianos (5,001444 para ser precisos), pero descartouse a hipótese dunha resonancia spin-órbita coa Terra.

Venus non ten satélites naturais. Ten varios asteroides troianos: o case-satélite 524522 Zoozve e outros dous troianos temporais, 2001 CK₃₂ e 2012 XE133. No século XVII, Giovanni Cassini informou da existencia dunha lúa en órbita ao redor de Venus, que recibiu o nome de Neith, e durante os 200 anos seguintes informouse de numerosos avistamentos, pero determinouse que a maioría eran estrelas próximas. O estudo realizado en 2006 por Alex Alemi e David Stevenson no Instituto Tecnolóxico de California sobre os modelos do sistema solar primitivo mostra que Venus probablemente tivo polo menos unha lúa creada por un enorme impacto fai miles de millóns de anos. Uns 10 millóns de anos máis tarde, segundo o estudo, outro impacto investiu a dirección de xiro do planeta e a desaceleración por mareas resultante fixo que a lúa venusina entrase gradualmente en espiral até chocar con Venus. Oe impactos posteriores crearon lúas, estas foron eliminadas do mesmo xeito. Unha explicación alternativa da falta de satélites é o efecto das fortes mareas solares, que poden desestabilizar os grandes satélites que orbitan os planetas terrestres interiores.

O espazo orbital de Venus ten un anel de po-nube, cunha orixe sospeitosa, xa sexa de asteroides de Venus, po interplanetario que migra en ondas, ou os restos do disco circunestelar orixinal do sistema solar que formou o sistema planetario.

Órbita con respecto á Terra

A Terra atópase no centro do diagrama, e a curva representa a dirección e a distancia de Venus en función do tempo.

A Terra e Venus teñen unha resonancia orbital próxima a 13:8 (a Terra orbita oito veces por cada 13 órbitas de Venus). Por tanto, achéganse entre si e alcanzan a conxunción inferior en períodos sinódicos de 584 días, en media. A traxectoria que Venus, vista desde un punto de vista xeocéntrico, describe en relación coa Terra debuxa un pentagrama ao longo de cinco períodos sinódicos, desprazándose 144° en cada período. Este pentagrama de Venus denomínase ás veces "pétalos de Venus" debido á similitude visual da traxectoria cunha flor.

Cando Venus se atopa entre a Terra e o Sol en conxunción inferior, realiza o seu achegamento máis próximo á Terra a unha distancia media de 41 millóns de km. Debido á excentricidade decrecente da órbita terrestre , as distancias mínimas faranse maiores ao longo de decenas de miles de anos. Do ano 1 ao 5383, hai 526 achegamentos a menos de 40 millóns de km (25 millóns de millas); despois, non hai ningún durante uns 60.158 anos.

Aínda que Venus é o planeta que máis se achega á Terra, Mercurio é, con frecuencia, o planeta máis próximo á Terra e a calquera outro planeta. Venus utilizouse como punto de referencia para manobras de asistencia gravitatoria, o que se identificou como unha forma máis rápida e económica de viaxar a Mercurio, o Sol, os asteroides, a Marte, a Xúpiter e máis alá.

Venus exerce a terceira forza de marea máis forte sobre a Terra, despois da Lúa e o Sol, aínda que significativamente menor.

Observabilidade

Venus, no centro á dereita, sempre é máis brillante que todos os demais planetas ou estrelas no seu máximo esplendor, tal e como se ve desde a Terra. Xúpiter é visible na parte superior da imaxe.

A primeira ollada, Venus aparece como un punto de luz branco cunha magnitude aparente máxima de −4,92, máis brillante que calquera outro planeta ou estrela, excepto o Sol, mesmo cando é máis débil durante o seu tránsito cunha magnitude aparente de −2,98. A magnitude aparente media do planeta é −4,14 cunha desviación estándar de 0,31. A magnitude máis brillante prodúcese durante a fase crecente, aproximadamente un mes antes ou despois dunha conxunción inferior. Venus atenúase até alcanzar unha magnitude de aproximadamente −3 cando está iluminado por detrás polo Sol, aínda que o valor exacto depende do ángulo de fase. O planeta é o suficientemente brillante como para ser visto a plena luz do día, pero é máis fácil velo cando o Sol está baixo no horizonte ou póndose. Como planeta inferior, sempre se atopa a uns 47° do Sol.

Venus "adianta" á Terra cada 584 días mentres orbita ao redor do Sol. Ao facelo, pasa de ser a "estrela vespertina", visible despois da posta do sol, á "estrela matutina", visible antes do amencer. Aínda que Mercurio, o outro planeta inferior, alcanza unha elongación máxima de só 28° e a miúdo é difícil de distinguir no crepúsculo, Venus é difícil de pasar por alto cando está no seu máximo esplendor. A súa maior elongación máxima significa que é visible en ceos escuros moito despois da posta do sol. Ao ser o obxecto puntual máis brillante do ceo, Venus é un obxecto voador non identificado comunmente mal informado.

Debido a que Venus achégase á Terra en conxunción inferior e ten unha órbita inclinada con respecto ao plano da órbita terrestre, pode aparecer a máis de 8° ao norte ou ao sur da eclíptica, máis que calquera outro planeta ou a Lúa. Cada oito anos, ao redor de marzo, aparece tan ao norte da eclíptica, en Pisces (como a mediados de marzo do 2025), e cada oito anos aparece tan ao sur da eclíptica en agosto ou setembro en Virgo (como a finais de agosto do 2023). Por tanto, Venus pode estar ao norte do sol e aparecer como estrela matutina e estrela vespertina no mesmo día, no hemisferio norte. O momento en que se producen estas excursións cara ao norte ou o sur adiántase lentamente ao longo do ano, e ao longo de 30 ciclos (240 anos) o ciclo substitúese gradualmente por outro ciclo desprazado tres anos, de modo que a situación volve ser similar ao orixinal despois de 243 órbitas da Terra e 395 de Venus.

As ocultacións lunares de Venus, nas que a Lúa bloquea a vista de Venus para os observadores en certas partes da Terra, ocorren en media unhas dúas veces ao ano, ás veces varias veces ao ano (aínda que de cando en cando).

Fases

As fases de Venus e a evolución do seu diámetro aparente

A medida que orbita ao redor do Sol, Venus mostra fases similares ás da Lúa nunha vista telescópica. O planeta aparece como un disco pequeno e "cheo" cando se atopa no lado oposto ao Sol (en conxunción superior). Venus mostra un disco máis grande e unha "fase de cuarto" na súa máxima elongación con respecto ao Sol, e aparece no seu máximo esplendor no ceo nocturno. O planeta presenta unha "media lúa" delgada moito máis grande nas vistas telescópicas cando pasa polo lado próximo entre a Terra e o Sol. Venus mostra o seu maior tamaño e a súa "fase nova" cando se atopa entre a Terra e o Sol (en conxunción inferior). A súa atmosfera é visible a través dos telescopios polo halo de luz solar refractada o seu ao redor. As fases son claramente visibles cun telescopio de 4 polgadas. Aínda que a visibilidade a primeira ollada das fases de Venus é obxecto de controversia, existen rexistros de observacións do seu crecente.

Aparicións diúrnas

Venus adoita ser visible a primeira ollada durante o día, como se puido observar xusto antes da ocultación lunar do 7 de decembro de 2015.

Cando Venus é o suficientemente brillante e atópase a unha distancia angular axeitada do sol, pódese observar facilmente a primeira ollada nun ceo despexado durante o día, aínda que a maioría da xente non sabe onde buscalo. O astrónomo Edmond Halley calculou o seu brillo máximo a primeira ollada en 1716, cando moitos londinienses se alarmaron pola súa aparición durante o día. O emperador francés Napoleón Bonaparte presenciou unha vez unha aparición diúrna do planeta mentres asistía a unha recepción en Luxemburgo. Outra observación histórica do planeta durante o día tivo lugar durante a toma de posesión do presidente estadounidense Abraham Lincoln en Washington D. C., o 4 de marzo de 1865.

Tránsitos

Artigo principal: Tránsito de Venus.

Tránsito de Venus de 2012, proxectado por un telescopio sobre un cartón branco.

Un tránsito de Venus é a aparición de Venus diante do Sol, durante a conxunción inferior. Dado que a órbita de Venus está lixeiramente inclinada con respecto á órbita da Terra, a maioría das conxuncións inferiores coa Terra, que se producen cada período sinódico de 1,6 anos, non producen un tránsito de Venus. Por conseguinte, os tránsitos de Venus só se producen cando unha conxunción inferior ten lugar durante algúns días de xuño ou decembro, momento no que as órbitas de Venus e a Terra cruzan unha liña recta co Sol. Isto dá como resultado que Venus transite por encima da Terra nunha secuencia que actualmente é de 8 anos, 105.5 anos, 8 anos e 121.5 anos, formando ciclos de 243 anos.

Pintura vitoriana romántica de Horrocks facendo a primeira observación do tránsito de Venus en 1639. Non se conserva ningún retrato contemporáneo de Horrocks.

Historicamente, os tránsitos de Venus eran importantes porque permitían aos astrónomos determinar o tamaño da unidade astronómica (UA) e, por tanto, o tamaño do sistema solar, tal e como demostrou Jeremiah Horrocks en 1639 coa primeira observación coñecida dun tránsito de Venus (despois do primeiro tránsito planetario observado na historia, o de Mercurio) en 1631.

Até agora só se observaron sete tránsitos de Venus, desde que Johannes Kepler calculou a súa ocorrencia en 1621. O capitán Cook navegou até Tahití en 1768 para rexistrar o terceiro tránsito observado de Venus, o que posteriormente deu lugar á exploración da costa leste de Australia.

O último par foi o do 8 de xuño de 2004 e o do 5 e 6 de xuño de 2012. Os tránsitos podíanse ver en directo desde moitos medios en liña ou observarse localmente co equipo e as condicións axeitados. Os dous tránsitos anteriores tiveron lugar en decembro de 1874 e decembro de 1882.

O próximo tránsito terá lugar en decembro de 2117 e decembro de 2125.

Luz cinsenta

Desde 2022, a luminescencia considérase o candidato máis probable para a luz cinsenta. Nesta imaxe de luz visible e infravermella próxima, distínguese mellor como unha liña brillante ao longo do limbo de Venus. A superficie e as súas características, como a mancha escura visible nesta imaxe, a meseta Ovda Rexio de Aphrodite Terra, son moito menos perceptibles para o ollo humano, aínda que, segundo infórmase, algunhas persoas veas, posiblemente debido a unha maior sensibilidade no espectro no que brilla a superficie.

Un misterio que desde hai moito tempo rodea as observacións de Venus é a chamada «luz cinsenta», unha aparente iluminación débil do seu lado escuro que se observa cando o planeta se atopa en fase crecente. A primeira observación da luz cinsenta realizouse en 1643, pero a existencia desta iluminación nunca se confirmou de forma fiable. Os observadores especularon que podería ser o resultado da actividade eléctrica na atmosfera venusiana, pero podería ser unha ilusión óptica, resultado do efecto fisiolóxico de observar un obxecto brillante en forma de media lúa. A luz @ceniciento observouse a miúdo cando Venus atópase no ceo vespertino, cando o terminador vespertino do planeta está cara á Terra.

Historia da observación e a exploración

Primeiras observacións

Venus é tan brillante no ceo terrestre que é visible a simple vista, e é coñecido pola humanidade desde tempos prehistóricos, o que o converte nun dos planetas clásicos que as culturas humanas coñeceron e identificaron ao longo da historia, sobre todo por ser o terceiro obxecto máis brillante do ceo terrestre despois do Sol e a Lúa. Debido a que os movementos de Venus parecen ser descontinuos (desaparece debido á súa proximidade ao sol, durante moitos días seguidos, e logo reaparece no outro horizonte), algunhas culturas non recoñecían a Venus como unha soa entidade. En cambio, asumiron que se trataba de dúas estrelas separadas en cada horizonte: a estrela da mañá e a estrela da tarde. No entanto, un selo cilíndrico do período Jemdet Nasr e a tableta de Venus de Ammisaduqa da primeira dinastía babilónica indican que os antigos sumerios xa sabían que as estrelas da mañá e da tarde eran o mesmo obxecto celeste.

Un dos documentos máis antigos que sobreviven da biblioteca babilónica de Assurbanipal, datado sobre o 1600 a. C., é un rexistro de 21 anos do aspecto de Venus (que os primeiros babilonios chamaron Nindaranna). O nome "Ninsi'anna" tradúcese como "dama divina, iluminación do ceo", en referencia a Venus como a "estrela" máis brillante visible. As primeiras grafías do nome escribíanse co signo cuneiforme si4 (= SU, que significa "ser vermello"), e o significado orixinal podería ser "dama divina do rubor do ceo", en referencia á cor do ceo pola mañá e pola tarde.

OCódice de Dresde maya precolombiano, que calcula as aparicións de Venu.s

Os antigos sumerios e babilonios chamaron a Venus «Dil-bat» ou «Dil-i-pat»; na cidade mesopotámica de Acad era a estrela da nai-deusa Ishtar, e en chinés o seu nome é «Jīn-xīng» (金星), o planeta do elemento metal.. Os chineses referíanse historicamente o Venus matutino como "a Gran Branca". (Tàibái 太白) ou "o abridor (iniciador) da luminosidade" (Qǐmíng 啟明), e o Venus vespertino como "a excelente do oeste". (Chánggēng 長庚). Venus considerouse como o máis importante dos corpos celestes observados polos maias, que o chamaron "Chak ek" (a gran estrela).

Inicialmente, os antigos gregos crían que Venus eran dúas estrelas separadas Fósforo, a estrela matutina, e Hespero, a estrela vespertina. Plinio o Vello atribuíu a Pitágoras no século VI a. C. o descubrimento de que se trataba dun único obxecto, mentres que Dióxenes Laercio sostiña que Parménides (principios do século V) foi probablemente o responsable deste descubrimento. Aínda que recoñecían a Venus como un único obxecto, os antigos romanos seguían designando ao aspecto matutino de Venus como Lucifer, literalmente "portador de luz", e ao aspecto vespertino como Véspero, ambos os cales son traducións literais dos seus nomes gregos tradicionais.

No século II, no seu tratado astronómico Almaxesto, Claudio Tolomeo teorizó que tanto Mercurio como Venus atopábanse entre o Sol e a Terra. O astrónomo persa do século XI Avicena afirmou observar un tránsito de Venus (aínda que existen algunhas dúbidas respecto diso), o que os astrónomos posteriores tomaron como confirmación da teoría de Tolomeo. No século XII, o astrónomo andalusian Avempace observou "dous planetas como manchas negras na superficie do Sol"; o astrónomo maragha do século XIII, Ibn Bajjah, pensou que se trataba dos tránsitos de Venus e Mercurio, aínda que isto non pode ser certo, xa que non houbo tránsitos de Venus durante a vida de Ibn Bajjah.

Venus e a astronomía moderna temperá

En 1610, Galileo Galilei observou co seu telescopio que Venus mostraba fases, a pesar de permanecer cerca do Sol no ceo terrestre (primeira imaxe). Isto demostrou que orbitaba ao redor do Sol e non da Terra, tal e como predixera Copérnico no seu modelo heliocéntrico, e refutou o modelo xeocéntrico de Tolomeo (segunda imaxe).

Cando o planeta foi observado por primeira vez cun telescopio en decembro de 1610 polo físico italiano Galileo Galilei, este descubriu que presentaba fases similares ás da Lúa, variando de crecente a menguante a chea e viceversa. Cando Venus está máis afastado do Sol no ceo, mostra unha fase semiluminada, e cando está máis cerca do Sol no ceo, vese como unha fase crecente ou chea. Isto só sería posible si Venus orbitara ao redor do Sol, segundo informou Galileo nas súas Cartas sobre as manchas solares de 1613, converténdose nunha das primeiras observacións que contradicían claramente o modelo xeocéntrico de Tolomeo, segundo o cal o sistema solar era concéntrico e tiña o seu centro na Terra.

Pintura do século XX de Jeremiah Horrocks observando o tránsito de Venus de 1639.

O tránsito de Venus de 1631, aínda que non se rexistrou, foi o primeiro que se predixo con éxito, grazas a Johannes Kepler e os seus cálculos, que publicou en 1629. O seguinte tránsito de Venus de 1639 foi predito con precisión por Jeremiah Horrocks e observado por el e o seu amigo, William Crabtree, nas súas respectivas casas, o 4 de decembro de 1639 (24 de novembro segundo o calendario xuliano en uso naquela época).

A atmosfera de Venus foi descuberta en 1761 polo erudito ruso Mijaíl Lomonosov. A atmosfera de Venus foi observada en 1790 polo astrónomo alemán Johann Schröter. Schröter descubriu que, cando o planeta tiña forma de media lúa, as cúspides estendíanse ao longo de máis de 180°. Supuxo acertadamente que isto debíase á dispersión da luz solar nunha atmosfera densa. Máis tarde, o astrónomo estadounidense Chester Smith Lyman observou un anel completo ao redor ao lado escuro do planeta cando se atopaba en conxunción inferior, o que proporcionou máis probas da existencia dunha atmosfera. A atmosfera complicou os esforzos por determinar o período de rotación do planeta, e observadores como o astrónomo de orixe italiana Giovanni Cassini e Schröter estimaron erroneamente períodos dunhas 24 horas a partir dos movementos das marcas na superficie aparente do planeta.

O "efecto da pinga negra" rexistrado durante o tránsito de 1769

Avances a principios do século XX

Pouco máis se descubriu sobre Venus até o século XX. O seu disco case sen trazos non daba ningunha pista sobre como podería ser a súa superficie, e só co desenvolvemento das observacións espectroscópicas e ultravioletas reveláronse máis dos seus segredos.

As primeiras observacións ultravioletas levaronse a cabo na década de 1920, cando Frank E. Ross descubriu que as fotografías ultravioletas revelaban detalles considerables que non se apreciaban na radiación visible e infravermella. Suxeriu que isto debíase a unha atmosfera inferior densa e amarela con altas nubes cirrus por encima dela.

Observouse que Venus non presentaba un aplanamento apreciable no seu disco, o que suxería unha rotación lenta, e algúns astrónomos concluíron baseándose nisto que estaba bloqueado polas mareas como se cría que estaba Mercurio naquela época; pero outros investigadores detectaran unha cantidade significativa de calor procedente ao lado nocturno do planeta, o que suxería unha rotación rápida (naquel momento non se sospeitaba que a temperatura da superficie fose alta), o que confundía o tema. Traballos posteriores realizados na década de 1950 demostraron que a rotación era retrógrada.

Venus, o luceiro do atardecer, nunha imaxe desde Mar del Plata, Arxentina, captada por un afeccionado.

Primeiras misións a Venus

O primeiro intento de voo espacial interplanetario realizouse en 1961, cando a sonda espacial robótica Venera 1 do programa soviético Venera voou a Venus. Perdeu contacto durante o traxecto.

A primeira misión interplanetaria exitosa, tamén a Venus, foi a Mariner 2 do programa Mariner dos Estados Unidos, que pasou o 14 de decembro de 1962 a 34 833 km sobre a superficie de Venus e recompilou datos sobre a atmosfera do planeta.

A sonda Venera 3, lanzada en 1966, converteuse na primeira sonda e módulo de aterraxe da humanidade en alcanzar e impactar noutro corpo celeste distinto da Lúa, pero non puido enviar datos, xa que se estrelou contra a superficie de Venus. En 1967, lanzouse a sonda Venera 4, que levou a cabo con éxito experimentos científicos na atmosfera venusiana antes de impactar. A sonda Venera 4 demostrou que a temperatura da superficie era máis alta do que calculara a Mariner 2, case 500 °C (932 °F), determinou que a atmosfera era un 95 % dióxido de carbono (CO
2), e descubriu que a atmosfera de Venus era considerablemente máis densa do que previran os deseñadores de Venera 4.

Nun dos primeiros exemplos de cooperación espacial, os datos da Venera 4 combináronse cos datos da Mariner 5 de 1967, analizados por un equipo científico conxunto soviético-estadounidense nunha serie de coloquios celebrados ao longo do ano seguinte.

As observacións por radar realizadas na década de 1970 revelaron por primeira vez detalles da superficie venusiana. Enviáronse pulsos de ondas de radio ao planeta utilizando o radiotelescopio de 300 metros do Observatorio de Arecibo, e os ecos revelaron dúas rexións altamente reflectoras, denominadas rexións Alfa e Beta. As observacións revelaron unha rexión brillante atribuída a montañas, que se denominou Maxwell Montes. Estas tres características son agora as únicas en Venus que non teñen nomes femininos.

O 15 de decembro de 1970, a Venera 7 converteuse na primeira nave espacial en aterrar suavemente noutro planeta e a primeira en transmitir datos desde alí á Terra.

En 1974, a sonda Mariner 10 pasou preto de Venus para desviar a súa traxectoria cara a Mercurio e tomou fotografías ultravioletas das nubes, revelando as velocidades do vento extraordinariamente altas na atmosfera venusiana. Esta foi a primeira asistencia gravitatoria interplanetaria xamais utilizada, unha técnica que se empregaría en sondas posteriores.

Primeira vista e primeira panorámica clara de 180 graos da superficie de Venus, así como de calquera outro planeta distinto da Terra (1975, módulo de aterraxe soviético Venera 9). Imaxe en branco e negro de rochas áridas, negras e similares a lousa contra un ceo plano. O solo e a sonda son o centro de atención.

En 1975, os módulos de aterraxe soviéticos Venera 9 e 10 transmitiron as primeiras imaxes da superficie de Venus, que eran en branco e negro. A NASA obtivo datos adicionais co proxecto Pioneer Venus, que consistía en dúas misións independentes: a Pioneer Venus Multiprobe e a Pioneer Venus Orbiter, que orbitaban Venus entre 1978 e 1992. En 1982 obtivéronse as primeiras imaxes monocromáticas da superficie con filtros de cor grazas aos módulos de aterraxe soviéticos Venera 13 e 14. Despois de que as sondas Venera 15 e 16 operasen entre 1983 e 1984 en órbita, realizando un mapeo detallado do 25 % do terreo de Venus (desde o polo norte até os 30° de latitude norte), o programa soviético Venera chegou ao seu fin.

A sonda globo Vega exposta no Centro Udvar-Hazy do Instituto Smithsoniano.

En 1985, o programa soviético Vega, coas súas misións Vega 1 e Vega 2, transportou as últimas sondas de entrada e os primeiros aerobots extraterrestres, logrando por primeira vez un voo atmosférico fóra da Terra mediante o uso de globos inflables.

Entre 1990 e 1994, Magalhães operou en órbita até a súa desorbitación, cartografiando a superficie de Venus. Ademais, sondas como Galileo (1990), e Cassini–Huygens (1998/1999) visitaron Venus con sobrevoos en ruta cara a outros destinos.

Exploración renovada

Véxase tamén: Venus Express.

En abril de 2006, a Venus Express, a primeira misión dedicada a Venus da Axencia Espacial Europea (ESA), entrou en órbita ao redor de Venus. A Venus Express proporcionou unha observación sen precedentes da atmosfera de Venus. A ESA concluíu a misión Venus Express en decembro de 2014 e a desorbitou en xaneiro de 2015. Ese mesmo ano e o seguinte, a sonda MESSENGER visitou Venus con sobrevoos en ruta cara a outros destinos.

En 2010, a primeira nave espacial interplanetaria con vela solar a Ikaros viaxou con éxito a Venus para realizar un sobrevoo.

Entre 2015 e 2024, a sonda xaponesa Akatsuki estivo activa en órbita ao redor de Venus e BepiColombo realizou sobrevoos en 2020/2021.

O WISPR (en) da Sonda solar Parker tomou estas imaxes en luz visible ao lado nocturno en 2021, mostrando a superficie quente e debilmente brillante, e a súa altiplanice Aphrodite Terra como unha gran mancha escura, a través das nubes, que impiden tales observacións no lado diúrno cando están iluminadas.

Misións activas e planificadas

Mapa topográfico global de Venus, con todos os lugares de aterraxe das sondas marcados (vermello: imaxes obtidas; punto negro: mostras tomadas e analizadas in situ).

A partir de 2025 non hai sondas activas en Venus, e a sonda solar Parker ten previsto volver repetidamente a Venus ata 2030.

Están a desenvolverse varias sondas, así como múltiples misións propostas que aínda se atopan nas súas primeiras fases conceptuais. A próxima misión a Venus programada é a Venus Life Finder, cuxo lanzamento non está previsto antes do verán de 2026.

A ISRO india está a traballar na Venus Orbiter Mission, cuxo lanzamento está previsto para 2028. A misión MBR Explorer dos Emiratos Árabes Unidos ao cinto de asteroides, realizará un sobrevoo do planeta. A NASA aprobou dúas misións ao planeta, VERITAS e DAVINCI, cuxo lanzamento non está previsto antes de 2031. A ESA ten previsto lanzar EnVision tamén en 2031.

Obxectivos

Venus foi identificado para futuras investigacións como un caso importante para comprender:

• as orixes do sistema solar e a Terra, e se os sistemas e planetas como o noso son comúns ou raros no universo.
• como evolucionan os corpos planetarios desde os seus estados primordiais até os diversos obxectos actuais.
• o desenvolvemento das condicións que conducen a contornas habitables e á vida.

Conceptos de misións tripuladas

Venus foi considerada dende a década de 1960 como un punto de referencia para misións tripuladas a Marte a través de misións de oposición en lugar de misións de conxunción directa con sobrevoos de asistencia gravitacional de Venus, o que demostra que deberían ser misións máis rápidas e seguras a Marte, con mellores xanelas de regreso ou abortaxe de voo, e unha exposición á radiación menor ou igual que nos voos directos a Marte.

Posible habitabilidade atmosférica

Representación artística dun posto flotante avanzado e tripulado da NASA, do Concepto operativo de Venus a gran altitude (HAVOC).

Aínda que as condicións na superficie de Venus son extremadamente hostís, a presión atmosférica, a temperatura e a radiación solar e cósmica a 50 km sobre a superficie son similares ás da superficie terrestre ("condicións benignas"). Entre os moitos retos de enxeñaría que expón calquera presenza humana na atmosfera de Venus atópanse as cantidades corrosivas de ácido sulfúrico presentes na atmosfera. Propuxéronse aeróstatos para a exploración tripulada e, posiblemente, para a creación de "cidades flotantes" permanentes na atmosfera venusiana como alternativa á idea popular de vivir en superficies planetarias como Marte. O Concepto Operativo de Alta Altitude en Venus da NASA foi un concepto de adestramento para estudar o deseño dun aeróstato tripulado.

Posibilidade de vida

As especulacións sobre a posibilidade de vida na superficie de Venus diminuíron significativamente despois de principios da década de 1960, cando quedou claro que as condicións eran extremas en comparación coas da Terra. As temperaturas e a presión atmosférica extremas de Venus fan que a vida baseada na auga, tal e como se coñece actualmente, sexa pouco probable.

Algúns científicos especularon que poderían existir microorganismos termoácidos extremófilos nas capas superiores máis frías e ácidas da atmosfera venusiana. Estas especulacións remóntanse a 1967, cando Carl Sagan e Harold J. Morowitz (en) suxeriron nun artigo publicado na revista Nature que os diminutos obxectos detectados nas nubes de Venus poderían ser organismos similares ás bacterias terrestres (que teñen aproximadamente o mesmo tamaño):

Aínda que as condicións da superficie de Venus fan que a hipótese da vida alí sexa inverosímil, as nubes de Venus son unha historia completamente diferente. Como se sinalou hai algúns anos, a auga, o dióxido de carbono e a luz solar, requisitos previos para a fotosíntese, abundan nas proximidades das nubes.

En agosto de 2019, un grupo de astrónomos liderado por Yeon Joo Lee informou de que os patróns a longo prazo dos cambios na absorbancia e o albedo da atmosfera do planeta Venus, causados por «@absorbente descoñecidos» —que poderían ser sustancias químicas ou mesmo grandes colonias de microorganismos nas capas altas da atmosfera do planeta—, afectan o clima. A súa absorbancia de luz é case idéntica á dos microorganismos presentes nas nubes terrestres. Outros estudos chegaron a conclusións similares.

En setembro de 2020, un equipo de astrónomos dirixido por Jane Greaves da Universidade de Cardiff anunciou a probable detección de fosfano, un gas que non se coñece que sexa producido por ningún proceso químico coñecido na superficie ou a atmosfera de Venus, nos niveis superiores das nubes do planeta. Unha das fontes propostas para este fósforo son os organismos vivos. O fósforo detectouse a alturas de polo menos 48 km sobre a superficie, principalmente en latitudes medias, sen detectarse nos polos. O descubrimento levou ao administrador da NASA, Jim Bridenstine, a pedir publicamente que se prestase maior atención ao estudo de Venus, e describiu o achado de fosfano como "o avance máis significativo até a data na procura de vida fóra da Terra".

A análise posterior do procesamento de datos utilizado para identificar o fosfano na atmosfera de Venus suscitou a preocupación de que a liña de detección poida ser un artefacto. O uso dun axuste polinómico de duodécima orde pudo amplificar o ruído e xerado unha lectura falsa (véxase fenómeno de Runge). As observacións da atmosfera de Venus noutras partes do espectro electromagnético nas que se esperaría unha liña de absorción de fosfano non detectaron fosfano. A finais de outubro de 2020, a nova análise dos datos cunha subtracción axeitada do fondo non mostrou unha detección estatisticamente significativa de fosfano.

Os membros do equipo que rodea a Greaves están a traballar nun proxecto do MIT para enviar, xunto coa empresa espacial Rocket Lab, a primeira nave espacial interplanetaria privada, co obxectivo de buscar materia orgánica entrando na atmosfera de Venus cunha sonda chamada Venus Life Finder.

Venus na cultura popular galega

Polo feito de ser ou á última estrela visible no amencer 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

• ¡Ai, luceiriño galano, / que desde alá enriba ves todo,/ mírame si a miña nena/ fala ou non fala con outros.
• Estreliña mariñeira,/ compañeiriña da lúa,/ alúmbrame a min, amante,/ que vou pola rúa escura .
• Estreliña mariñeira,/ compañeiriña da lúa,/ o día que te non vexo/ non vexo cousa ningunha .
• Estreliña mariñeira,/ onde te-lo teu descanso?/ Teño á beira do mar/ ou no fondo dun barranco
• Púxenme a contar estrelas/ e botalas no sombreiro;/ mais non lle puiden dar conto/ hastra que veu o luceiro.

Galería de imaxes

• 
  Vista tridimensional da superficie de Venus.
• 
  Tránsito de Venus por diante do sol.
• 
  Vista do globo de Venus.
• 
  Comparación do tamaño de Venus e da Terra.

Notas

Referencias

Véxase tamén

Bibliografía

• LORENZO FERNÁNDEZ, Xaquín: Cantigueiro popular da Limia Baixa, Galaxia, Vigo 1973.
• Arnett, Bill. Venus The Nine Planets, A Multimedia Tour of the Solar System, 2005. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Cattermole, Peter & Moore, Patrick. Atlas of Venus. Cambridge University Press. ISBN 0-521-49652-7.
• Agencia Espacial Europea. Venus Express, 2005. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Goettel, K. A.; Shields, J. A. & Decker, D. A. (1981). «La Densidad limita la composición de Venus».
• Grayzeck, Ed. Venus Fact Sheet. NASA, 2004. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Mallama, A. (1996). "Schroeter's Effect and the twilight model for Venus". Journal of the British Astronomical Association 106 (1). p. 16-18. Dispoñible en liña. 
• Mitchell, Don P. The Soviet Exploration of Venus, 2004. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Vienna University of Technology. Venus Three-Dimensional Views. A Trip Into Space, 2004. Consultado el 20 de setembro de 2005.

• Barsukov, V. et al. Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics - Research Results from the USSR. University of Arizona Press, Tucson, 1992. ISBN 0-8165-1222-1.
• Bougher, S. et al. Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0-8165-1830-0.
• Burgess, E. Venus, An Errant Twin. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 0-231-05856-X.
• Cattermole, P. Venus, The Geological Story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0-8018-4787-7.
• Fimmel, R. et al. Pioneer Venus. NASA SP-461, Washington, D.C., 1983. ASIN B0006ECHAQ.
• Ford, J. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993 (en línea). ASIN B00010J5UA.
• Grinspoon, D. Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0-201-32839-9.
• Hunten, D. et al. Venus. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0-8165-0788-0.
• Magellan at Venus. Reimpresión de Journal of Geophysical Research, Vol. 97, n.º E8 y E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992.
• Marov & Grinspoon. The Planet Venus. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0-300-04975-7.
• Pioneer Venus Special Issue. Journal of Geophysical Research, Vol. 85, diciembre de 1980.
• Roth, L. y Wall S. The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY.
• Carl Sagan. The Planet Venus, Brooklyn, Nueva York, Estados Unidos, 1961.

Outros artigos

• Akatsuki (sonda espacial)
• Atmosfera de Venus
• Barton
• Dickinson
• Golubkina
• Isabella
• James Hansen
• James Webb Space Telescope
• Pioneer Venus 1
• Pioneer Venus 2
• Programa Venera
• Tránsito de Venus
• Sistema planetario
• Venera-D
• Venus Express

Ligazóns externas

• Misións a Venus e Catálogo de imaxes no National Space Science Data Center
• Soviet Exploración de Venus e Catálogo de imaxes en Mentallandscape.com
• Catálogo de imaxes das misións Venera
• Páxina de Venus en The Nine Planets
• Transitos de Venus en NASA.gov
• Geody Venus, un buscador de características de superficie
• Simulación interactiva da gravidade en 3D do pentagrama que traza a órbita de Venus cando a Terra se mantén fixa no centro do sistema de coordenadas