Venus (planeta)
De Viquip??dia
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Venus ??s el segon planeta del sistema solar en ordre de dist??ncia al Sol. ??s un dels planetes interiors i dels planetes tel??l??rics. ??s conegut popularment com l'estrella del mat?? o estrella vespertina, ja que degut a la seva proximitat al Sol, nom??s es pot observar una estona abans de l'alba o despr??s de la posta. El seu nom prov?? de la deessa romana de l'amor, probablement per ser el planeta m??s brillant conegut a l'antiguitat. En estar en una ??rbita interior a la terrestre la seva superf??cie presenta fases marcades (com les de la Lluna) que van ser observades per primera vegada per Galileo Galilei el 1610.
Taula de continguts |
[edita] Caracter??stiques
La seva massa, densitat i volum s??n molt semblants a les terrestres, ra?? per la qual durant molt de temps va ser considerat com el planeta bess?? de la Terra. A partir de la segona meitat del segle XX es va descobrir que en realitat es tracta d'un planeta molt diferent.
[edita] ??rbita
Venus gira sobre si mateix en 243 dies terrestres i el seu any dura tan sols 225 dies. T?? una lenta rotaci?? retr??grada, el que significa que gira d'est a oest, en comptes de rotar d'oest a est com la majoria dels altres planetes m??s grans. (Plut?? i Ur?? tamb?? tenen una rotaci?? retr??grada, encara que l'eix de rotaci?? d'Ur??, inclinat 97,86??, pr??cticament descansa sobre el seu pla orbital). Es creu que la lenta rotaci?? retr??grada est?? causada per la densa atmosfera del planeta que va frenar la seva rotaci?? i despr??s va fer que comenc??s a rotar en sentit contrari. Tamb?? ??s possible que la fricci?? entre el nucli i el mantell de Venus, l'escalfament de l'atmosfera pel Sol i les forces de marea exercides per la gravetat solar sobre l'atmosfera hagin provocat el mateix efecte.
A m??s d'esta inusual rotaci?? retr??grada, el per??ode de rotaci?? i el per??ode orbital de Venus estan sincronitzats de tal forma que Venus sempre presenta la mateixa cara a la Terra quan els dos planetes es troben en la seva m??xima aproximaci?? en cada conjunci?? inferior. Aix?? pot ser el resultat de les forces de marea que afecten la rotaci?? de Venus cada vegada que els planetes es troben prou pr??xims, o simplement pot ser una coincid??ncia.
[edita] Atmosfera
Venus posseeix una atmosfera densa i c??lida amb pressions en la superf??cie de 90 bars. L'atmosfera consisteix principalment en di??xid de carboni (96,5% en volum) i nitrogen (3,5%). Visualment el planeta est?? completament cobert per una densa i elevada capa de n??vols compostos per gotes d'??cid sulf??ric. La densa atmosfera de CO2 produ??x un intens efecte hivernacle que no deixa escapar la calor i provoca temperatures de fins a 500??C en regions poc elevades prop de l'equador del planeta. De fet, Venus posseeix temperatures superiors a les de Mercuri a pesar de trobar-se al doble de dist??ncia del Sol i rebre nom??s un 25% de radiaci?? solar d'aquest.
Els vents a nivell dels n??vols s??n r??pids (de 350 km/h), bufen cap a l'est i decreixen en profunditat sent pr??cticament inexistents en la superf??cie. L'origen d'esta superrotaci?? atmosf??rica no es coneix amb precisi??.
[edita] Superf??cie
Venus t?? dos altiplans principals a manera de continents, elevant-se sobre una vasta plana. L'altipl?? nord s'anomena Ishtar Terra i cont?? la major muntanya de Venus, Maxwell Montes (aproximadament 2 km m??s alta que l'Everest) ???anomenada aix?? en honor de James Clerk Maxwell???, la qual envolta l'altipl?? Lakshmi Planum. Ishtar Terra t?? la grand??ria aproximada d'Austr??lia. En l'hemisferi sud es troba Aphrodite Terra, major que l'anterior, amb la grand??ria de Sudam??rica. Entre estos altiplans hi ha algunes depressions del terreny, que inclouen Agrada Planitia, Guinevere Planitia i Lavinia Planitia. Amb l'??nica excepci?? de Maxwell Montes, totes les caracter??stiques distingibles del terreny adopten noms de dones mitol??giques. La densa atmosfera de Venus provoca que els meteorits frenin bruscament en el seu descens a la superf??cie, encara que els m??s grans poden colpejar la superf??cie per a provocar un cr??ter si tenen la suficient energia cin??tica. Com a conseq????ncia d'aix??, no poden formar-se cr??ters d'impacte m??s petits de 3,2 quil??metres de di??metre. Existeixen unes estructures radials t??piques de Venus, que abans rebien el nom d'Astrum, nom actualment desaconsellat.
Aproximadament el 90% de la superf??cie de Venus sembla consistir en lava bas??ltica solidificada recentment (en termes geol??gics), amb molt pocs cr??ters de meteorits. Les m??s antigues formacions presents a Venus no semblen tenir m??s de 800 milions d'anys, sent la major part del terreny considerablement m??s jove (no m??s d'alguns centenars de milions d'anys en la seva major part). Aix?? suggereix que Venus va patir un cataclisme que va afectar la seva superf??cie no fa gaire temps en el passat geol??gic.
L'interior del planeta ??s probablement semblant al de la Terra: un nucli de ferro d'uns 3.000 km de radi, amb un mantell roc??s que forma la major part del planeta. Segons dades dels mesuradors gravitatoris de la sonda Magallanes, la crosta de Venus podria ser m??s dura i gruixuda del que s'havia pensat. Es calcula que Venus no t?? plaques tect??niques m??bils com la Terra, per?? en el seu lloc es produ??xen massives erupcions volc??niques que inunden la seva superf??cie amb lava ??fresca??. Altres descobriments recents suggereixen que Venus encara ??s volc??nicament actiu.
[edita] Camp magn??tic
El camp magn??tic de Venus ??s molt d??bil comparat amb el d'altres planetes del sistema solar. Aix?? es pot deure a la seva lenta rotaci??, insuficient per a formar el sistema de ??dinamo interna?? de ferro l??quid. Com a resultat d'aix??, el vent solar colpeja l'atmosfera de Venus sense ser filtrat. Es pensa que Venus va tenir origin??riament tanta aigua com la Terra, per?? que, sotmesa a l'acci?? del Sol, el vapor d'aigua en l'alta atmosfera es va dividir en hidrogen i oxigen, escapant l'hidrogen a l'espai per la seva baixa massa molecular. El percentatge de deuteri (un is??top pesat de l'hidrogen que no escapa tan f??cilment) a l'atmosfera de Venus sembla donar suport a esta teoria. Se suposa que l'oxigen molecular es va combinar amb els ??toms de l'escor??a (encara que grans quantitats d'oxigen resten a l'atmosfera en forma de di??xid de carboni). A causa d'aquesta sequedat, les roques de Venus s??n molt m??s pesades que les de la Terra, la qual cosa afavoreix la formaci?? de muntanyes majors, profunds penya-segats i altres formacions.
[edita] Un sat??l??lit?
Durant un temps es va creure que Venus posse??a un sat??l??lit natural anomenat Neith, per la deessa de Sais a Egipte (el vel de la qual cap mortal podia al??ar). Va ser observat per primera vegada per Giovanni Cassini en 1672. Altres observacions espor??diques van continuar fins a 1892, per?? eren en la seva major part estrelles t??nues que semblaven estar en el lloc correcte en el moment correcte). Avui dia, se sap amb certesa que Venus no t?? cap lluna.
[edita] Exploraci?? espacial de Venus
Venus va ser visitat per primera vegada per la sonda sovi??tica Venera 1, la primera sonda espacial enviada a un altre planeta. El llan??ament es va produir el 12 de febrer de 1961 per?? el senyal de r??dio de la sonda es va perdre abans de la seva arribada al planeta. La primera sonda espacial que es va acostar a Venus va ser la sonda americana Mariner 2 en 1962, determinant que aquest planeta pr??cticament no posseeix camp magn??tic i obtenint un mapa de microones de la seva superf??cie. En 1967 la sonda sovi??tica Venera 4 va ser capa?? de submergir-se en l'atmosfera de Venus enviant dades sobre esta sense arribar a posar-se sobre la superf??cie. La primera sonda que va aconseguir tocar la superf??cie de Venus va ser la Venera 7 l'any 1970. Posteriorment, les sondes Venera 9, 10, 13 i 14 van ser capaces d'enviar algunes poques fotografies de la superf??cie mostrant una superf??cie de roques aplanada per la forta pressi?? atmosf??rica i sense trets aparents d'erosi?? davant de la pr??ctica abs??ncia de vent.
Paral??lelament, el programa americ?? d'exploraci?? espacial va enviar les dues sondes del programa Pioneer Venus al planeta. En 1985 les sondes sovi??tiques Vega 1 i 2 van deixar anar sondes en forma de globus aerost??tic per estudiar l'atmosfera al mateix temps que la resta de la sonda estudiava la superf??cie. Cap dels aparells en superf??cie va resistir m??s d'unes 2 hores les altes temperatures i pressions de Venus. Al 1990 la sonda americana Magellan va realitzar mesures de radar del 98% de la superf??cie del planeta, obtenint mapes amb una resoluci?? de 100m.
A causa de la seva posici?? pr??xima a la Terra, Venus ha estat tamb?? visitat per diferents sondes espacials en maniobres d'assist??ncia gravitat??ria en les quals s'utilitza la gravetat del planeta per a impulsar la sonda espacial.
La Venus Express ??s una missi?? de l'Ag??ncia Espacial Europea que consisteix en una sonda orbital dedicada a estudiar el planeta i especialment la seva atmosfera des d'una ??rbita polar. Va ser llan??ada el 9 de novembre de 2005 i arrib?? l'11 d'abril de 2006; ??s la primera sonda europea en visitar el planeta.
Per al futur hi ha algunes sondes projectades, com la PLANET-C (Venus Climate Orbiter) japonesa, la Venus Entry Probe (VEP) europea i la Venera-D russa.
[edita] Vegeu tamb??
[edita] Enlla??os externs
- (castell??) Solarviews: Venus
- (angl??s) NASA/NSSDC: dades de Venus
| Sistema solar |
|---|
 |
| Sol ??? Mercuri ??? Venus ??? Terra ??? Mart ??? J??piter ??? Saturn ??? Ur?? ??? Nept?? |
| Plut?? ??? Cintur?? d'asteroides ??? Cintur?? de Kuiper ??? Eris ??? N??vol d'Oort
Sat??l??lits de Mart ??? Sat??l??lits de J??piter ??? Sat??l??lits de Saturn ??? Sat??l??lits d'Ur?? ??? Sat??l??lits de Nept?? |
