VÊNUS (PLANETA): DESCOBERTA, CARACTERÍSTICAS, COMPOSIÇÃO, ÓRBITA - ARTE - 2025

Vênus é o segundo planeta mais próximo do Sol no sistema solar e o mais semelhante à Terra em tamanho e massa. É visível como uma bela estrela, a mais brilhante depois do Sol e da Lua. Portanto, não é surpreendente que tenha atraído a atenção de observadores desde os tempos antigos.

Como Vênus aparece ao pôr do sol em certas épocas do ano e ao nascer do sol em outras, os antigos gregos acreditavam que eram corpos diferentes. Como a estrela da manhã, eles a chamavam de Fósforo e durante o aparecimento da tarde era Hesperus.

Figura 1. Fotografia do planeta Vênus, canto superior esquerdo, próximo à Lua. Fonte: Pixabay.

Mais tarde, Pitágoras garantiu que era a mesma estrela. No entanto, por volta de 1600 aC, os antigos astrônomos da Babilônia já sabiam que a estrela da tarde, que chamavam de Ishtar, era a mesma que viram ao amanhecer.

Os romanos também sabiam, embora continuassem a dar nomes diferentes às aparições matinais e noturnas. Também os astrônomos maias e chineses deixaram registros das observações de Vênus.

Cada civilização antiga lhe deu um nome, embora no final prevalecesse o nome de Vênus, a deusa romana do amor e da beleza, equivalente à grega Afrodite e à babilônica Ishtar.

Com o advento do telescópio, a natureza de Vênus começou a ser melhor compreendida. Galileu observou suas fases no início do século 17, e Kepler realizou cálculos com os quais previu um trânsito para 6 de dezembro de 1631.

Um trânsito significa que o planeta pode ser visto passando na frente do Sol. Desta forma, Kepler sabia que poderia determinar o diâmetro de Vênus, mas ele morreu antes de ver sua previsão cumprida.

Mais tarde, em 1761, graças a um desses trânsitos, os cientistas foram capazes de estimar pela primeira vez a distância Terra-Sol em 150 milhões de quilômetros.

Características gerais de Vênus

Figura 2. Animação do majestoso movimento rotacional de Vênus por meio de imagens construídas por radar. Imagens diretas de Vênus não são fáceis de obter, devido à espessa cobertura de nuvens que a rodeia. Fonte: Wikimedia Commons. Henrik Hargitai.Embora suas dimensões sejam muito semelhantes às da Terra, Vênus está longe de ser um lugar hospitaleiro, pois, para começar, sua densa atmosfera é composta por 95% de dióxido de carbono, o resto é nitrogênio e traços de outros gases. As nuvens contêm gotículas de ácido sulfúrico e minúsculas partículas de sólidos cristalinos.

Por isso é o planeta mais quente do sistema solar, mesmo que não seja o mais próximo do Sol. O acentuado efeito estufa causado pela espessa atmosfera rica em dióxido de carbono é responsável pelo extremo calor na superfície.

Outra característica distintiva de Vênus é seu giro lento e retrógrado. Um viajante observaria o Sol nascer no oeste e se pôr no leste, fato descoberto graças às medições do radar.

Além disso, se ficasse o tempo suficiente, o viajante hipotético ficaria muito surpreso ao perceber que o planeta leva mais tempo para girar em torno de seu eixo do que girar em torno do sol.

A rotação lenta de Vênus torna o planeta quase perfeitamente esférico e também explica a ausência de um forte campo magnético.

Os cientistas acreditam que o campo magnético dos planetas se deve ao efeito dínamo associado ao movimento do núcleo de metal fundido.

No entanto, o fraco magnetismo planetário de Vênus se origina da interação entre a alta atmosfera e o vento solar, o fluxo de partículas carregadas que o Sol emite continuamente em todas as direções.

Para explicar a falta de magnetosfera, os cientistas consideram possibilidades como a de que Vênus não tem um núcleo metálico derretido, ou que pode ter um, mas que o calor não é transportado para dentro por convecção, condição necessária para a existência do efeito dínamo.

Resumo das principais características físicas do planeta

-Massa: 4,9 × 10 ²⁴ kg

- Raio equatorial: 6052 km ou 0,9 vezes o raio da Terra.

-Forma: é quase uma esfera perfeita.

-Distância média ao Sol: 108 milhões de km.

- Inclinação da órbita: 3.394º em relação ao plano orbital da Terra.

-Temperatura: 464 ºC.

-Gravidade: 8,87 m / s ²

- Campo magnético próprio: fraco, intensidade 2 nT.

-Atmosfera: sim, muito densa.

-Densidade: 5243 kg / m ³

-Satélites: 0

-Anéis: não tem.

Movimento de tradução

Como todos os planetas, Vênus tem um movimento translacional em torno do Sol na forma de uma órbita elíptica quase circular.

Alguns pontos nesta órbita levam Vênus a se aproximar muito da Terra, mais do que qualquer outro planeta, embora na maioria das vezes passe muito longe de nós.

Figura 3. O movimento translacional de Vênus em torno do Sol (amarelo) em comparação com o da Terra (azul). Fonte: Wikimedia Commons. Muitos agradecimentos ao autor da simulação original = Todd K. Timberlake autor de Easy Java Simulation = Francisco Esquembre O raio médio da órbita é de cerca de 108 milhões de quilômetros, portanto, Vênus está aproximadamente 30% mais próximo do Sol do que a terra. Um ano em Vênus dura 225 dias terrestres, já que este é o tempo que leva para o planeta fazer uma órbita completa.

Dados de movimento de Vênus

Os dados a seguir descrevem resumidamente o movimento de Vênus:

- Raio médio da órbita: 108 milhões de quilômetros.

- Inclinação da órbita: 3.394º em relação ao plano orbital da Terra.

-Ecentricidade: 0,01

- Velocidade orbital média: 35,0 km / s

- Período de transferência: 225 dias

- Período de rotação: 243 dias (retrógrado)

- Dia solar: 116 dias 18 horas

Quando e como observar Vênus

Vênus é muito fácil de localizar no céu noturno; Afinal, é o objeto mais brilhante no céu noturno depois da Lua, já que a densa camada de nuvens que o cobre reflete muito bem a luz do sol.

Para localizar Vênus facilmente, basta consultar qualquer um dos muitos sites especializados. Existem também aplicativos para smartphones que fornecem sua localização exata.

Como Vênus está dentro da órbita da Terra, para encontrá-lo você deve procurar o Sol, olhando para o leste antes do amanhecer ou para o oeste após o pôr do sol.

O momento ideal para observação é quando Vênus está entre a conjunção mais baixa, vista da Terra, e um alongamento máximo, de acordo com o seguinte diagrama:

Figura 4. Conjunção de um planeta cuja órbita é interior à da Terra. Fonte: Astronomy for Dummies.

Quando Vênus está em conjunção inferior, está mais próximo da Terra e o ângulo que forma com o Sol, visto da Terra - alongamento - é 0º. Por outro lado, quando está em conjunção superior, o Sol não permite que seja visto.

Esperançosamente, Vênus ainda pode ser vista em plena luz do dia e projetar uma sombra em noites muito escuras, sem iluminação artificial. Pode ser distinguido das estrelas porque seu brilho é constante, enquanto as estrelas piscam ou piscam.

Galileu foi o primeiro a perceber que Vênus passa por fases, assim como a Lua - e Mercúrio - corroborando a ideia de Copérnico de que o Sol, e não a Terra, é o centro do sistema solar.

Figura 5. As fases de Vênus. Fonte: Wikimedia Commons. trabalho derivado: Quico () Phases-of-Venus.svg: Nichalp 09:56, 11 de junho de 2006 (UTC).

Movimento rotatório

Vênus gira no sentido horário visto do pólo norte da Terra. Urano e alguns satélites e cometas também giram nesta mesma direção, enquanto os outros planetas principais, incluindo a Terra, giram no sentido anti-horário.

Além disso, Vênus leva tempo para executar sua rotação: 243 dias terrestres, o mais lento entre todos os planetas. Em Vênus, um dia dura mais de um ano.

Por que Vênus gira na direção oposta como os outros planetas fazem? Provavelmente no início, Vênus girou rapidamente na mesma direção que todas as outras pessoas, mas algo deve ter acontecido para que ele mudasse.

Alguns cientistas acreditam que é devido a um impacto catastrófico que Vênus teve em seu passado remoto com outro grande objeto celeste.

No entanto, modelos matemáticos de computador sugerem a possibilidade de que marés atmosféricas caóticas tenham afetado o manto e o núcleo não solidificados do planeta, revertendo a direção de rotação.

Ambos os mecanismos podem ter desempenhado um papel durante a estabilização do planeta, no início do sistema solar.

O efeito estufa em Vênus

Em Vênus, dias claros e claros não existem, então será muito difícil para um viajante observar o nascer e o pôr do sol, que é o que comumente se chama de dia: o dia solar.

Muito pouca luz do Sol chega à superfície, já que 85% é refletida na cobertura das nuvens.

O resto da radiação solar consegue aquecer a baixa atmosfera e atinge o solo. Comprimentos de onda mais longos são refletidos e retidos pelas nuvens, conhecido como efeito estufa. Foi assim que Vênus se tornou uma fornalha gigantesca com temperaturas capazes de derreter o chumbo.

Praticamente qualquer lugar em Vênus é tão quente, e se um viajante se acostumasse com isso, ainda teria que suportar a enorme pressão atmosférica, que é 93 vezes maior do que a da Terra ao nível do mar, causada pela grande camada de nuvens de 15 quilômetros. de espessura.

Como se não bastasse, essas nuvens contêm dióxido de enxofre, ácido fosfórico e ácido sulfúrico altamente corrosivo, tudo em um ambiente muito seco, pois não há vapor d'água, apenas uma pequena quantidade na atmosfera.

Portanto, apesar de estar coberto por nuvens, Vênus é completamente árido, e não o planeta cheio de vegetação exuberante e pântanos que os autores de ficção científica imaginaram em meados do século 20.

Água em Vênus

Muitos cientistas acreditam que houve um tempo em que Vênus tinha oceanos de água, porque encontraram pequenas quantidades de deutério em sua atmosfera.

O deutério é um isótopo do hidrogênio, que combinado com o oxigênio forma a chamada água pesada. O hidrogênio na atmosfera escapa facilmente para o espaço, mas o deutério tende a deixar resíduos, o que pode ser uma indicação de que houve água no passado.

No entanto, a verdade é que Vênus perdeu esses oceanos - se é que algum dia existiram - há cerca de 715 milhões de anos devido ao efeito estufa.

O efeito começou porque o dióxido de carbono, gás que captura o calor com facilidade, se concentrou na atmosfera em vez de formar compostos na superfície, a ponto de a água evaporar completamente e parar de se acumular.

Figura 6. Efeito estufa em Vênus: nuvens de dióxido de carbono retêm calor e aquecem a superfície. Fonte: Wikimedia Commons. O uploader original foi o Lmb na Wikipedia em espanhol. / CC BY-SA (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0/).

Enquanto isso, a superfície esquentava tanto que o carbono das rochas sublimava e se combinava com o oxigênio atmosférico para formar mais dióxido de carbono, alimentando o ciclo até a situação ficar terrível.

No momento, Vênus continua perdendo hidrogênio, de acordo com informações fornecidas pela missão Venus Pioneer, então é improvável que a situação se reverta.

Composição

Há poucas informações diretas sobre a composição do planeta, uma vez que os equipamentos sísmicos não sobrevivem por muito tempo na superfície corrosiva e a temperatura é suficiente para derreter o chumbo.

O dióxido de carbono é conhecido por predominar na atmosfera de Vênus. Além disso, foram detectados dióxido de enxofre, monóxido de carbono, nitrogênio, gases nobres como hélio, argônio e néon, traços de cloreto de hidrogênio, fluoreto de hidrogênio e sulfeto de carbono.

A crosta como tal é abundante em silicatos, enquanto o núcleo certamente contém ferro e níquel, como o da Terra.

As sondas Venera detectaram a presença de elementos como silício, alumínio, magnésio, cálcio, enxofre, manganês, potássio e titânio na superfície de Vênus. Possivelmente, também existem alguns óxidos e sulfetos de ferro, como pirita e magnetita.

Estrutura interna

Figura 7. Seção de Vênus mostrando as camadas do planeta. Fonte: Wikimedia Commons. GFDL / CC BY-SA (https://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0).

Obter informações sobre a estrutura de Vênus é uma façanha, levando em consideração que as condições do planeta são tão hostis que os instrumentos param de funcionar em pouco tempo.

Vênus é um planeta interior rochoso, o que significa que sua estrutura deve ser basicamente a mesma da Terra, principalmente levando-se em consideração que ambas se formaram na mesma área da nebulosa planetária que deu origem ao sistema solar.

Tanto quanto se sabe, a estrutura de Vênus é composta por:

-Um núcleo de ferro, que no caso de Vênus tem cerca de 3000 km de diâmetro e consiste em uma parte sólida e uma parte fundida.

-O manto, com mais 3.000 km de espessura e temperatura suficiente para que haja elementos fundidos.

-A crosta, com espessura variável entre 10 e 30 km, na sua maioria basalto e granito.

geologia

Vênus é um planeta rochoso e árido, como evidenciado pelas imagens construídas por mapas de radar, o mais detalhado pelos dados da sonda Magellan.

Estas observações mostram que a superfície de Vênus é relativamente plana, como confirmado pela altimetria realizada pela referida sonda.

Em termos gerais, em Vênus existem três áreas bem diferenciadas:

-Planícies

- Planícies de deposição

-Planalto

70% da superfície são planícies de origem vulcânica, as terras baixas constituem 20% e os restantes 10% são terras altas.

Existem poucas crateras de impacto, ao contrário de Mercúrio e da Lua, embora isso não signifique que os meteoritos não possam chegar perto de Vênus, mas que a atmosfera se comporta como um filtro, desintegrando aqueles que chegam.

Por outro lado, a atividade vulcânica provavelmente apagou as evidências de impactos antigos.

Os vulcões são abundantes em Vênus, especialmente vulcões do tipo escudo, como os encontrados no Havaí, que são baixos e grandes. Alguns desses vulcões provavelmente permanecerão ativos.

Embora não haja placas tectônicas como na Terra, existem inúmeros acidentes, como falhas, dobras e vales do tipo fenda (onde a crosta está sofrendo deformação).

Existem também cadeias de montanhas: a mais proeminente são as Montanhas Maxwell.

O terreno

Não existem oceanos em Vênus para distinguir continentes, no entanto, existem extensos planaltos, chamados terra - o plural é terrae - que poderia ser considerado como tal. Seus nomes são de deusas do amor em diferentes culturas, sendo as principais:

-Ishtar Terra, da expansão australiana. Possui uma grande depressão circundando justamente as Montanhas Maxwell, em homenagem ao físico James Maxwell. A altura máxima é de 11 km.

-Aphrodite Terra, muito mais extensa, está localizada perto do equador. Seu tamanho é semelhante ao da América do Sul ou África e mostra evidências de atividade vulcânica.

Figura 8. Mapa topográfico de Afrodite Terra em Vênus. Fonte: Wikimedia Commons. Martin Pauer (Power) / Domínio público.

Missões para Vênus

Tanto os Estados Unidos quanto a ex-União Soviética enviaram missões não tripuladas para explorar Vênus durante a segunda metade do século XX.

Até agora neste século, as missões da Agência Espacial Europeia e do Japão foram adicionadas. Não tem sido uma tarefa fácil devido às condições hostis do planeta.

Vieira

As missões espaciais Venera, outro nome de Vênus, foram desenvolvidas na ex-União Soviética de 1961 a 1985. Destas, um total de 10 sondas conseguiram atingir a superfície do planeta, sendo a primeira Venera 7, em 1970.

Os dados recolhidos pela missão Venera incluem medições de temperatura, campo magnético, pressão, densidade e composição da atmosfera, bem como imagens a preto e branco (Venera 9 e 10 em 1975) e posteriormente a cores (Venera 13 e 14 em 1981)

Figura 9. Réplica da sonda Venera. Fonte: Wikimedia Commons. Armael / CC0.

Entre outras coisas, graças a essas sondas, foi descoberto que a atmosfera de Vênus consiste principalmente de dióxido de carbono e que a alta atmosfera é composta de ventos rápidos.

Marinheiro

A missão Mariner lançou várias sondas, a primeira das quais foi a Mariner 1 em 1962, que falhou.

Em seguida, a Mariner 2 conseguiu chegar à órbita de Vênus para coletar dados da atmosfera do planeta, medir a intensidade do campo magnético e a temperatura da superfície. Ele também notou a rotação retrógrada do planeta.

A Mariner 10 foi a última sonda nesta missão a ser lançada em 1973, fornecendo novas informações interessantes de Mercúrio e Vênus.

Esta sonda conseguiu obter 3.000 fotos de excelente resolução, já que passou muito perto, a cerca de 5.760 km da superfície. Ele também conseguiu transmitir vídeo das nuvens de Vênus no espectro infravermelho.

Vênus pioneira

Em 1979, essa missão fez um mapa completo da superfície de Vênus por meio de radar por meio de duas sondas em órbita sobre o planeta: Pioneer Venus 1 e Pioneer Venus 2. Continha equipamentos para realizar estudos da atmosfera, medir o campo magnético e realizar espectrometria. e mais.

Magalhães

Essa sonda enviada pela NASA em 1990, por meio do ônibus espacial Atlantis, obteve imagens muito detalhadas da superfície, além de uma grande quantidade de dados relacionados à geologia do planeta.

Essa informação corrobora o fato de que Vênus carece de placas tectônicas, como mencionado anteriormente.

Figura 10. A sonda Magellan pouco antes de seu lançamento no Kennedy Space Center. Fonte: Wikimedia Commons.

Venus Express

Foi a primeira missão da Agência Espacial Europeia a Vênus e durou de 2005 a 2014, levando 153 para chegar à órbita.

A missão se encarregou de estudar a atmosfera, em que detectaram abundante atividade elétrica em forma de raios, além de fazer mapas de temperatura e medir o campo magnético.

Os resultados sugerem que Vênus pode ter tido água em um passado distante, como explicado acima, e também relatou a presença de uma fina camada de ozônio e gelo seco atmosférico.

O Venus Express também detectou locais chamados de pontos quentes, nos quais a temperatura é ainda mais quente do que em outros lugares. Os cientistas acreditam que são lugares onde o magma sobe para a superfície das profundezas.

Akatsuki

Também chamada de Planet-C, foi lançada em 2010, sendo a primeira sonda japonesa dirigida a Vênus. Ele fez medidas espectroscópicas, bem como estudos da atmosfera e da velocidade dos ventos, que são muito mais rápidos nas proximidades do equador.

Figura 11. Representação artística da sonda japonesa Akatsuki para a exploração de Vênus. Fonte: NASA via Wikimedia Commons.

Referências

1. Bjorklund, R. 2010. Espaço! Vênus. Marshall Cavendish Corporation.
2. Elkins-Tanton, L. 2006. O Sistema Solar: o Sol, Mercúrio e Vênus. Chelsea House.
3. Britannica. Vênus, planeta. Recuperado de: britannica.com.
4. Hollar, S. The Solar System. Os planetas internos. Publicação Educacional Britannica.
5. Seeds, M. 2011.The Solar System. Sétima edição. Cengage Learning.
6. Wikipedia. Geologia de Vênus. Recuperado de: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. Vênus (planeta). Recuperado de: es.wikipedia.org.
8. Wikipedia. Vênus (planeta). Recuperado de: en.wikipedia.org.