VENUS (PLANETA): DESCOPERIRE, CARACTERISTICI, COMPOZIȚIE, ORBITĂ - ARTE - 2025

Venus este a doua planetă cea mai apropiată de Soare în sistemul solar și cea mai asemănătoare cu Pământul ca mărime și masă. Este vizibilă ca o stea frumoasă, cea mai strălucitoare după Soare și Lună. Prin urmare, nu este surprinzător că a atras atenția observatorilor încă din cele mai vechi timpuri.

Deoarece Venus apare la apusul soarelui în anumite perioade ale anului și la răsărit la alții, grecii antici credeau că sunt corpuri diferite. În calitate de steaua de dimineață au numit-o Fosfor și în timpul apariției de seară era Hesperus.

Figura 1. Fotografie a planetei Venus, în stânga sus, lângă Lună. Sursa: Pixabay.

Ulterior, Pitagora s-a asigurat că este aceeași stea. Cu toate acestea, în jurul anului 1600 î.Hr, astronomii antici ai Babilonului știau deja că steaua de seară, pe care au numit-o Ishtar, a fost aceeași pe care au văzut-o în zori.

Romanii o știau și ei, deși au continuat să dea diferite denumiri aparițiilor de dimineață și seară. De asemenea, astronomii mayați și chinezi au lăsat înregistrări despre observațiile lui Venus.

Fiecare civilizație străveche i-a dat un nume, deși la sfârșit a dominat numele lui Venus, zeița romană a iubirii și a frumuseții, echivalent cu Afrodita greacă și Ishtarul babilonian.

Odată cu apariția telescopului, natura lui Venus a început să fie mai bine înțeleasă. Galileo și-a observat fazele la începutul secolului al XVII-lea și Kepler a efectuat calcule cu care a prezis un tranzit pentru 6 decembrie 1631.

Un tranzit înseamnă că planeta poate fi văzută trecând în fața Soarelui. În acest fel, Kepler știa că poate determina diametrul lui Venus, dar a murit înainte de a-și vedea predicția împlinită.

Mai târziu, în 1761, datorită unuia dintre aceste tranzite, oamenii de știință au putut să estimeze pentru prima dată distanța Pământ-Soare la 150 de milioane de kilometri.

Caracteristici generale ale lui Venus

Figura 2. Animarea mișcării de rotație maiestuoasă a lui Venus prin imagini construite cu radar. Imaginile directe ale lui Venus nu sunt ușor de obținut, din cauza capacului gros de nor care îl înconjoară. Sursa: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai. Deși dimensiunile sale sunt foarte similare cu cele ale Pământului, Venus este departe de a fi un loc ospitalier, deoarece, pentru început, atmosfera sa densă este compusă din 95% dioxid de carbon, restul este azot și urmărește cantități de alte gaze. Norii conțin picături de acid sulfuric și particule minuscule de solide cristaline.

De aceea, este cea mai tare planetă din sistemul solar, chiar dacă nu este cea mai apropiată de Soare. Efectul de seră marcat cauzat de atmosfera groasă bogată în dioxid de carbon este responsabil de căldura extremă de pe suprafață.

O altă trăsătură distinctivă a lui Venus este rotirea sa lentă, retrogradă. Un călător ar observa răsăritul Soarelui în vest și așezat în est, fapt descoperit datorită măsurătorilor radar.

Mai mult, dacă ar rămâne suficient de mult, ipoteticul călător ar fi foarte surprins să realizeze că planeta durează mai mult să se rotească în jurul axei sale decât să se rotească în jurul Soarelui.

Rotirea lentă a lui Venus face ca planeta să fie aproape perfect sferică și explică, de asemenea, absența unui câmp magnetic puternic.

Oamenii de știință cred că câmpul magnetic al planetelor se datorează efectului dinamic asociat cu mișcarea miezului metalic topit.

Totuși, magnetismul planetar slab al lui Venus provine din interacțiunea dintre atmosfera superioară și vântul solar, fluxul de particule încărcate pe care Soarele le emite continuu în toate direcțiile.

Pentru a explica lipsa magnetosferei, oamenii de știință consideră posibilități cum ar fi faptul că Venus îi lipsește un miez metalic topit sau că acesta poate avea unul, dar că căldura nu este transportată în interior prin convecție, o condiție necesară pentru existența efect dinam.

Rezumatul principalelor caracteristici fizice ale planetei

-Masa: 4,9 × 10 ²⁴ kg

-Radie ecuațională: 6052 km sau 0,9 ori mai mare decât raza Pământului.

-Forma: este aproape o sferă perfectă.

-Distanta mare fata de Soare: 108 milioane km.

- Inclinația orbitei: 3.394º față de planul orbital al Pământului.

-Temperatura: 464 ºC.

-Gravitate: 8,87 m / s ²

-Câmp magnetic magnetic: slab, intensitate de 2 nT.

-Atmosfera: da, foarte dens.

-Densitate: 5243 kg / m ³

-Sateliți: 0

-Inele: nu are.

Mișcare de traducere

Ca toate planetele, Venus are o mișcare de translație în jurul Soarelui, sub forma unei orbite eliptice, aproape circulare.

Unele puncte din această orbită determină Venus să se apropie foarte mult de Pământ, mai mult decât oricare altă planetă, totuși, de cele mai multe ori, timpul este petrecut destul de departe de noi.

Figura 3. Mișcarea de translație a lui Venus în jurul Soarelui (galben) în comparație cu cea a Pământului (albastru). Sursa: Wikimedia Commons. Lookang multe mulțumiri autorului simulării originale = Todd K. Timberlake autor al Simbolului Java ușor = Francisco Esquembre Raza medie a orbitei este în jur de 108 milioane de kilometri, de aceea Venus este cu aproximativ 30% mai aproape de Soare decât pământul. Un an pe Venus durează 225 de zile de Pământ, deoarece acesta este timpul necesar pentru a face planeta o orbită completă.

Date despre mișcarea lui Venus

Următoarele date descriu pe scurt mișcarea lui Venus:

-Rama raului de pe orbita: 108 milioane de kilometri.

- Inclinația orbitei: 3.394º față de planul orbital al Pământului.

-Excentricitate: 0,01

- Viteza orbitală medie : 35,0 km / s

- Perioada de transfer: 225 zile

- Perioada de rotație: 243 zile (retrograd)

- Ziua solară : 116 zi 18 ore

Când și cum să observi Venus

Venus este foarte ușor de localizat pe cerul nopții; La urma urmei, este cel mai strălucitor obiect din cerul nopții după Lună, deoarece stratul dens de nori care îl acoperă reflectă foarte bine lumina soarelui.

Pentru a localiza cu ușurință Venus, trebuie doar să consultați oricare dintre numeroasele site-uri web specializate. Există, de asemenea, aplicații pentru smartphone-uri care vă oferă locația dvs. exactă.

Întrucât Venus se află pe orbita Pământului, pentru a-l găsi, trebuie să căutați Soarele, privind spre est înainte de zori sau spre vest după apus.

Momentul optim pentru observare este atunci când Venus este între cea mai joasă conjuncție, văzută de pe Pământ și o alungire maximă, conform următoarei diagrame:

Figura 4. Conjuncția unei planete a cărei orbită este interioară cu cea a Pământului. Sursa: Astronomie pentru manechine.

Când Venus este în conjuncție inferioară, este mai aproape de Pământ și unghiul pe care îl formează cu Soarele, văzut de pe Pământ - alungirea - este 0º. Pe de altă parte, când este în conjuncție superioară, Soarele nu permite să fie văzut.

Sperăm că Venus poate fi încă văzut în lumina zilei largi și aruncând o umbră în nopțile foarte întunecate, fără iluminare artificială. Se poate distinge de stele deoarece strălucirea sa este constantă, în timp ce stelele clipesc sau scânteie.

Galileo a fost primul care a realizat că Venus trece prin faze, la fel și Luna - și Mercur - coroborând astfel ideea lui Copernic că Soarele, și nu Pământul, este centrul sistemului solar.

Figura 5. Fazele lui Venus. Sursa: Wikimedia Commons. lucrare derivată: Quico (discuție) Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 iunie 2006 (UTC).

Mișcare rotativă

Venus se rotește în sensul acelor de ceasornic așa cum se vede din polul nord al Pământului. Uranus și unii sateliți și comete se rotesc de asemenea în aceeași direcție, în timp ce celelalte planete majore, inclusiv Pământul, se rotesc în sensul acelor de ceasornic.

În plus, Venus își face timp pentru a-și rula rotația: 243 de zile pe Pământ, cea mai lentă dintre toate planetele. Pe Venus, o zi durează mai mult de un an.

De ce se rotește Venus în direcția opusă așa cum fac celelalte planete? Probabil că la începuturile sale, Venus s-a rotit rapid în aceeași direcție ca toată lumea, dar trebuie să se fi întâmplat ceva pentru ca acesta să se schimbe.

Unii oameni de știință cred că se datorează unui impact catastrofal pe care Venus l-a avut în trecutul său îndepărtat cu un alt obiect celest mare.

Cu toate acestea, modelele matematice de calculator sugerează posibilitatea ca mareele atmosferice haotice să fi afectat manta și nucleul nesolidificat al planetei, inversând direcția de rotație.

Este posibil ca ambele mecanisme să fi jucat un rol în timpul stabilizării planetei, în sistemul solar timpuriu.

Efectul de seră asupra lui Venus

Pe Venus, zilele limpezi și limpezi nu există, așa că va fi foarte dificil pentru un călător să observe răsăritul și apusul soarelui, ceea ce este cunoscut în mod obișnuit ca zi: ziua solară.

Foarte puțină lumină de la Soare ajunge la suprafață, întrucât 85% se reflectă în copertina norului.

Restul radiațiilor solare reușește să încălzească atmosfera inferioară și ajunge la pământ. Lungimile de undă mai lungi sunt reflectate și reținute de nori, cunoscute sub numele de efect de seră. Astfel Venus a devenit un cuptor gigantic, cu temperaturi capabile să topească plumbul.

Practic, oriunde pe Venus este atât de fierbinte, iar dacă un călător s-ar obișnui cu el, ar trebui să reziste la presiunea atmosferică enormă, care este de 93 de ori mai mare decât cea de pe Pământ la nivelul mării, cauzată de stratul mare de nori de 15 kilometri. de grosime.

De parcă nu ar fi fost suficient, acești nori conțin dioxid de sulf, acid fosforic și acid sulfuric puternic coroziv, toate într-un mediu foarte uscat, întrucât nu există vapori de apă, doar o cantitate mică în atmosferă.

Așadar, în ciuda faptului că este acoperită de nori, Venus este complet aridă, și nu planeta plină de vegetație luxuriantă și mlaștini pe care autorii științei de ficțiune le-au avut în vedere la mijlocul secolului XX.

Apa pe venus

Mulți oameni de știință cred că a fost o perioadă în care Venus a avut oceane de apă, deoarece au găsit cantități mici de deuteriu în atmosfera sa.

Deuteriu este un izotop al hidrogenului, care combinat cu oxigenul formează așa-numita apă grea. Hidrogenul din atmosferă scapă cu ușurință în spațiu, dar deuteriu tinde să lase în urmă reziduuri, ceea ce poate fi un indiciu că a existat apă în trecut.

Totuși, adevărul este că Venus a pierdut aceste oceane - dacă au existat vreodată - acum aproximativ 715 milioane de ani în urma efectului de seră.

Efectul a început deoarece dioxidul de carbon, un gaz care captează căldura cu ușurință, s-a concentrat în atmosferă în loc să formeze compuși la suprafață, până în punctul în care apa s-a evaporat complet și a încetat să se mai acumuleze.

Figura 6. Efectul de seră asupra lui Venus: norii de dioxid de carbon rețin căldura și încălzesc suprafața. Sursa: Wikimedia Commons. Încărcătorul original a fost Lmb la Wikipedia spaniolă. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Între timp, suprafața s-a încălzit atât de mult, încât carbonul din roci s-a sublimat și s-a combinat cu oxigenul atmosferic pentru a forma mai mult dioxid de carbon, alimentând ciclul până când situația a devenit gravă.

În prezent, Venus continuă să piardă hidrogen, conform informațiilor furnizate de misiunea Pioneer Venus, așa că este puțin probabil ca situația să se reverse.

Compoziţie

Există puține informații directe despre compoziția planetei, deoarece echipamentele seismice nu supraviețuiesc mult timp pe suprafața corozivă, iar temperatura este suficientă pentru a topi plumbul.

Dioxidul de carbon este cunoscut că predomină în atmosfera lui Venus. În plus, au fost detectate dioxid de sulf, monoxid de carbon, azot, gaze nobile precum heliu, argon și neon, urme de clorură de hidrogen, fluorură de hidrogen și sulfură de carbon.

Crusta ca atare este abundentă în silicați, în timp ce miezul conține cu siguranță fier și nichel, precum cel al Pământului.

Sondele Venera au detectat prezența unor elemente precum siliciu, aluminiu, magneziu, calciu, sulf, mangan, potasiu și titan pe suprafața lui Venus. Există, de asemenea, posibil unii oxizi de fier și sulfuri, cum ar fi piritul și magnetita.

Structura interna

Figura 7. Secțiunea Venus care prezintă straturile planetei. Sursa: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Obținerea de informații cu privire la structura lui Venus este un obiectiv, ținând cont de faptul că condițiile planetei sunt atât de ostile încât instrumentele nu mai funcționează într-un timp scurt.

Venus este o planetă interioară stâncoasă, iar acest lucru înseamnă că structura sa trebuie să fie practic aceeași cu cea a Pământului, mai ales când se ține cont de faptul că ambele s-au format în aceeași zonă a nebuloasei planetare care a dat naștere sistemului solar.

Din câte se știe, structura lui Venus este alcătuită din:

-Un miez de fier, care în cazul lui Venus are un diametru de aproximativ 3000 km și este format dintr-o parte solidă și o parte topită.

-Mantaua, cu inca 3000 km de grosime si temperatura suficienta astfel incat sa existe elemente topite.

-Crusta, cu o grosime variabilă între 10 și 30 km, în mare parte bazalt și granit.

geologie

Venus este o planetă stâncoasă și aridă, după cum reiese din imaginile construite de hărțile radar, cele mai detaliate prin datele de la sonda Magellan.

Aceste observații arată că suprafața lui Venus este relativ plană, fapt confirmat de altimetria realizată de sonda menționată.

În termeni generali, pe Venus există trei zone bine diferențiate:

-Lowlands

–Campiile de depunere

-Highlands

70% din suprafață sunt câmpii de origine vulcanică, zonele joase constituie 20%, iar restul de 10% sunt terenuri înalte.

Există puține cratere de impact, spre deosebire de Mercur și Luna, deși acest lucru nu înseamnă că meteoriții nu se pot apropia de Venus, ci că atmosfera se comportă ca un filtru, dezintegrându-i pe cei care ajung.

Pe de altă parte, activitatea vulcanică a șters probabil dovezile impacturilor antice.

Vulcanii abundă pe Venus, în special vulcani de tip scut, precum cei găsiți în Hawaii, care sunt mici și mari. Este probabil ca unii dintre acești vulcani să rămână activi.

Deși nu există o tectonică a plăcilor ca pe Pământ, există numeroase accidente, cum ar fi defecțiuni, pliuri și văi de tip rift (unde crusta suferă deformare).

Există și lanțuri montane: cel mai proeminent este Munții Maxwell.

Terasa

Pe Venus nu există oceane care să distingă continentele, cu toate acestea, există platouri extinse, numite terra - pluralul este terrae - care ar putea fi considerate ca atare. Numele lor sunt zeițe ale iubirii în diferite culturi, principalele fiind:

-Ishtar Terra, din întinderea australiană. Are o mare depresiune înconjurată tocmai Munții Maxwell, numită după fizicianul James Maxwell. Înălțimea maximă este de 11 km.

-Afrodita Terra, mult mai extinsă, este situată lângă ecuator. Mărimea sa este similară cu cea din America de Sud sau Africa și prezintă dovezi ale activității vulcanice.

Figura 8. Harta topografică a Afroditei Terra pe Venus. Sursa: Wikimedia Commons. Martin Pauer (Putere) / Domeniu public.

Misiuni către Venus

Atât Statele Unite, cât și fosta Uniune Sovietică au trimis misiuni fără pilot pentru a explora Venus în a doua jumătate a secolului XX.

Până în acest secol, s-au adăugat misiuni ale Agenției Spațiale Europene și a Japoniei. Nu a fost o sarcină ușoară datorită condițiilor ostile planetei.

Scoică

Misiunile spațiale Venera, un alt nume pentru Venus, au fost dezvoltate în fosta Uniune Sovietică din 1961 până în 1985. Dintre acestea, un total de 10 sonde au reușit să ajungă pe suprafața planetei, prima Venera 7, în 1970.

Datele colectate de misiunea Venera includ măsurători ale temperaturii, câmpului magnetic, presiunii, densității și compoziției atmosferei, precum și imagini în alb și negru (Venera 9 și 10 în 1975) și mai târziu în culori (Venera 13 și 14 în 1981 ).

Figura 9. Replica sondei Venera. Sursa: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Printre altele, datorită acestor sonde s-a aflat că atmosfera lui Venus constă în principal din dioxid de carbon și că atmosfera superioară este formată din vânturi rapide.

Marinar

Misiunea Mariner a lansat mai multe sonde, prima dintre ele fiind Mariner 1 în 1962, care nu a reușit.

În continuare, Mariner 2 a reușit să ajungă pe orbita lui Venus pentru a colecta date din atmosfera planetei, a măsura intensitatea câmpului magnetic și temperatura suprafeței. El a remarcat și rotația retrogradă a planetei.

Mariner 10 a fost ultima sondă a acestei misiuni lansată în 1973, oferind noi informații interesante de la Mercur și Venus.

Această sondă a reușit să obțină 3000 de fotografii cu o rezoluție excelentă, deoarece a trecut foarte aproape, la aproximativ 5760 km de suprafață. De asemenea, a reușit să transmită videoclipuri cu norii lui Venus în spectrul infraroșu.

Pionier Venus

În 1979, această misiune a realizat o hartă completă a suprafeței lui Venus cu ajutorul radarului prin două sonde pe orbita de pe planetă: Pioneer Venus 1 și Pioneer Venus 2. Acesta conținea echipamente pentru a efectua studii asupra atmosferei, pentru a măsura câmpul magnetic și pentru a efectua spectrometrie. și altele.

Magellan

Această sondă trimisă de NASA în 1990, prin naveta spațială Atlantida, a obținut imagini foarte detaliate ale suprafeței, precum și o cantitate mare de date referitoare la geologia planetei.

Această informație coroborează faptul că Venus îi lipsește tectonica plăcilor, așa cum am menționat anterior.

Figura 10. Sonda Magellan cu puțin timp înainte de lansarea sa la Kennedy Space Center. Sursa: Wikimedia Commons.

Venus Express

A fost prima dintre misiunile Agenției Spațiale Europene în Venus și a durat între 2005 și 2014, având nevoie de 153 pentru a ajunge pe orbită.

Misiunea a fost însărcinată cu studierea atmosferei, în care au detectat activitate electrică abundentă sub formă de fulger, precum și realizarea hărților de temperatură și măsurarea câmpului magnetic.

Rezultatele sugerează că Venus ar fi putut avea apă în trecutul îndepărtat, așa cum s-a explicat mai sus, și a raportat, de asemenea, prezența unui strat subțire de ozon și gheață uscată atmosferică.

Venus Express a detectat, de asemenea, locuri numite puncte fierbinți, în care temperatura este chiar mai caldă decât în ​​altă parte. Oamenii de știință cred că sunt locuri în care magma se ridică la suprafață din adâncuri.

Akatsuki

Numită și Planet-C, a fost lansată în 2010, fiind prima sondă japoneză dirijată către Venus. El a făcut măsurători spectroscopice, precum și studii despre atmosferă și viteza vânturilor, care sunt mult mai rapide în vecinătatea ecuatorului.

Figura 11. Reprezentarea artistului a sondei japoneze Akatsuki pentru explorarea lui Venus. Sursa: NASA prin Wikimedia Commons.

Referințe

1. Bjorklund, R. 2010. Spațiu! Venus. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. Sistemul solar: Soarele, Mercurul și Venus. Casa Chelsea.
3. Britannica. Venus, planeta. Recuperat de la: britannica.com.
4. Hollar, S. Sistemul solar. Planetele interioare. Editura Britannica Educational.
5. Semințe, M. 2011. Sistemul solar. Ediția a șaptea. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geologia Venusului. Recuperat de la: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Venus (planeta). Recuperat de la: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Venus (planeta). Recuperat de la: en.wikipedia.org.