Viquijúnior:Sistema Solar/Venus

Dreceres ràpides: navegació, cerca
Imatge ultraviolada dels núvols de Venus vistos pel Pioneer Venus Orbiter (26 de febrer, de 1979)

Venus és el segon planeta del sistema solar. Forma part dels denominats planetes interiors o terrestres. És conegut popularment com l'estrela del matí o estrela vespertina, perquè és poc abans de la sortida del sol, o en pondre's quan brilla més. Li van posar el nom de la deessa grega de l'amor, segurament per ser el planeta més brillant conegut pels antics.

A l'estar més a prop del sol que la terra, té fases com les de la lluna, descobertes per Galileu Galilei.

Característiques físiques[modifica]

Tant la seva massa, com a densitat i volum són molt semblants a la terrestre, pel que durant molt de temps va ser considerat com el planeta bessó de la Terra. A partir de la segona meitat del segle XX s'ha vist que es tracta d'un planeta molt diferent. Venus gira sobre si mateix en 243 dies terrestres (rotació) i fa una volta al voltant del sol cada 225 dies terrestres (translació). Venus té una lenta rotació retrògrada, el que significa que gira d'est a oest, en comptes de girar d'oest a est com la majoria dels altres planetes majors fan. No se sap perquè Venus ho fa diferent, encara que podria ser el resultat del xoc amb un gran asteroide en el passat.

Atmosfera[modifica]

Venus té una atmosfera densa i càlida amb pressions en la superfície de 90 bar (molt més baixa que la de la terra). L'atmosfera està formada principalment de diòxid de carboni (CO2) (96.5%) i nitrogen (N2) (3.5%). Visualment, el planeta està cobert per una gruixuda i elevada capa de núvols compostos per gotes de àcid sulfúric (H2SO4). La densa atmosfera de CO2 produeix un fort efecte hivernacle aconseguint-se temperatures de 482ºC en la superfície del planeta. La calor de la superfície queda atrapada per la atmosfera. Venus té, de fet, temperatures més altes que les de Mercuri.

Els vents en el nivell dels núvols són ràpids (350 km/h) i bufen cap a l'Est i disminueixen en profunditat, sent pràcticament inexistents en la superfície. L'origen d'aquest canvi de velocitats del vent no es coneix amb precisió.

Les immenses estructures en forma de C i de Y dels núvols de Venus són visibles només amb telescopis d'ona ultraviolada, i són de vida curta, però es reformen prou ràpid com per a ser considerades un tret permanent dels núvols de Venus. El mecanisme pel qual els núvols de Venus absorbeixen la llum ultraviolada encara no s'entén bé.

Característiques de la superfície[modifica]

Radar imatge de la superfície de Venus, centrada en la longitud 180° Est

A més de la estranya rotació retrògrada, el període de rotació de Venus i la seva òrbita estan sincronitzats de manera que sempre presenta la mateixa cara a la Terra quan els dos planetes es troben en la seva màxima aproximació en cada conjunció inferior. Açò pot ser el resultat de les forces de marea que afecten la rotació de Venus cada vegada que els planetes es troben prou pròxims, o simplement pot ser una coincidència.

Venus té dos altiplans principals a manera de continents, elevant-se sobre la vasta plana. L'altiplà Nord s'anomena Ishtar Terra, i conté la major muntanya de Venus (Aproximadament dos quilòmetres més alta que el Muntanya Everest), anomenada Muntanya Maxwell en honor de James Clerk Maxwell, qui va descobrir l'altiplà Lakshmi Planum. Ishtar Terra té la grandària aproximada d'Austràlia. En l'hemisferi Sud es troba Aphrodite Terra, major que l'anterior amb la grandària de Sud-amèrica. Entre estos altiplans hi ha algunes depressions del terreny, que inclouen Agrada Planitia, Guinevere Planitia i Lavinia Planitia. Amb l'única excepció de la Muntanya Maxwell, totes les característiques distingibles del terreny adopten noms de dones mitològiques.

La densa atmosfera de Venus provoca que els meteorits frenen bruscament en el seu descens a la superfície, encara que els més grans poden colpejar la superfície per a provocar un cràter si tenen la suficient energia cinètica. A causa d'açò, no poden formar-se cràters d'impacte més xicotets de 3,2 quilòmetres de diàmetre.

Aproximadament el 90% de la superfície de Venus pareix consistir en un basalt recentment solidificat (en termes geològics), amb molt pocs cràters de meteorits. Les més antigues formacions presents en Venus no pareixen tenir més de 800 milions d'anys, sent la major part del terreny considerablement més jove (no més d'alguns centenars de milions d'anys en la seva major part). Açò suggereix que Venus va patir un cataclisme que va afectar la seva superfície no fa molt de temps en el passat geològic.

L'interior del planeta Venus és probablement semblant al de la Terra: un nucli de ferro d'uns 3.000 km de radi, amb un mant rocós que forma la major part del planeta. Segons dades dels mesuradors gravitatoris de la sonda Magallanes, la costra de Venus podria ser més dura i gruixuda del que s'havia pensat. Es calcula que Venus no té plaques tectòniques mòbils com la Terra, però en el seu lloc es produïxen massives erupcions volcàniques que inunden la seva superfície amb lava «fresca». Altres descobriments recents suggereixen que Venus encara és volcànicament actiu.

El camp magnètic de Venus és molt dèbil comparat amb el d'altres planetes de Sistema Solar. Açò es pot deure a la seva lenta rotació, insuficient per a formar el sistema de «dinamo interna» de ferro líquid. Com resultat d'açò, el vent solar colpeja l'atmosfera de Venus sense filtrar. Es pensa que Venus va tenir originàriament tanta aigua com la Terra, però que, sotmesa a l'acció del Sol, el vapor d'aigua en l'alta atmosfera es va dividir en hidrogen i oxigen, escapant l'hidrogen a l'espai per la seva baixa massa molecular. El percentatge de deuteri (un isòtop pesat de l'hidrogen que no escapa tan fàcilment) en l'atmosfera de Venus pareix recolzar esta teoria. Se suposa que l'oxigen molecular es va combinar amb els àtoms de la costra (encara que grans quantitats d'oxigen romanen en l'atmosfera en forma de diòxid de carboni). A causa d'esta sequedat, les roques de Venus són molt més pesades que les de la Terra, la qual cosa afavoreix la formació de muntanyes majors, profunds penya-segats i altres formacions.

Es va creure que Venus posseïa un satèl·lit natural anomenat Neith, per la deessa Sais d'Egipte (el vel cap de la qual mortal podia alçar). Va ser observat per primera vegada per Giovanni Cassini en 1672. Altres observacions esporàdiques van continuar fins a 1892, però eren en la seva major part estreles tènues que pareixien estar en el lloc correcte en el moment correcte, i se sap avui que Venus no té cap lluna.

Exploració espacial de Venus[modifica]

La sonda soviètica Venera 1 va ser la primera sonda espacial enviada a un altre planeta. El seu llançament es va produir el 12 de febrer de 1961 però el senyal de ràdio de la sonda es va perdre abans de la seva arribada al planeta.

La primera sonda espacial que es va acostar a Venus va ser la sonda americana Mariner 2 en 1962 determinant que aquest planeta no posseeix camp magnètic i obtenint un mapa de microones de la seva superfície. En 1967 la sonda soviètica Venera 4 va ser capaç de submergir-se en l'atmosfera de Venus enviant dades sobre esta sense arribar a aterrar en la seva superfície. El primer aterratge sobre la superfície de Venus es va produir l'any 1970 amb l'arribada de la sonda Venera 7. Posteriorment les sondes Venera 9, 10, 13 i 14 van ser capaços d'enviar algunes poques fotografies de la superfície mostrant una superfície de roques aplanada per les fortes pressió atmosfèrica i sense trets aparents d'erosió davant de la pràctica absència de vent. Paral·lelament el programa americà d'exploració espacial enviament diferents sondes Pioneer Venus al planeta incloent un sistema de multi-sondes. En 1985 les sondes soviètiques Vega 1 i 2 van dipositar sondes atmosfèriques en globus al mateix temps que sondes en la superfície. Cap dels aparells en superfície va resistir per més d'unes 2 hores les altes temperatures i pressions de la superfície.

Imatge de la sonda Magallanes del 20 de gener de 1998

En 1990 la sonda americana Magallanes va realitzar mesures per radar de la superfície del planeta, obtenint mapes d'una resolució de 100 m en el 98% del planeta.

A causa de la seva posició pròxima a la Terra, Venus ha sigut també visitat per diferents sondes espacials en maniobres de assistència gravitatòria en les que s'utilitza la gravetat del planeta per a impulsar la sonda espacial.

Venus Express és una missió espacial de l'Agència Espacial Europea ESA que estudiarà el planeta des d'una òrbita polar. El seu llançament està previst per a finals del 2005.