Planeta VenusDacă Pământul ar avea o soră geamănă în sistemul solar, aceasta ar fi Venus. Mai aproape de Soare, această a doua planetă se apropie în caracteristici fizice de Terra. Venus este doar o idee mai mică decât planeta noastră (95% din diametru, 80% din masă).

 

 

Densităţile sunt similare, la fel şi compoziţia chimică. Suprafeţele sunt relativ tinere, dovedind activitate geologică.

Înainte ca Venus să poată fi explorată îndeaproape, această asemănare cu Pământul nostru a lăsat impresia că norii ei aurii ar adăposti un sol cald, umed şi plin de viaţă. Nimic mai puţin adevărat.

Această planetă aparent familiară este o sferă fierbinte, uscată, toxică şi complet lipsită de viaţă. Datorită apropierii mai mari faţă de sursa energiei noastre, Soarele, temperatura crescută a permis dioxidului de carbon să se menţină liber în atmosferă, captând căldura primită şi menţinând un puternic efect de seră. Ceea ce vor fi fost cândva oceane, în cazul în care Venus a avut aşa ceva în zorii istoriei ei, s-au evaporat, umplând atmosfera. Căldura intensă a crescut activitatea vulcanică, erupţiile aruncând acid sulfuric. Atmosfera a devenit atât de densă, încât presiunea atmosferică este de aproape 100 de ori mai mare decât cea terestră.

Dacă o persoană ar putea rezista enormei presiuni şi călduri de la suprafaţa planetei Venus, ar fi martora unui fenomen straniu. Obiectele aflate la distanţe mari ar apărea distorsionate, iar în unele condiţii se poate vedea dincolo de orizont. Datorită densităţii foarte mari, atmosfera tinde să refracte lumina către suprafaţa planetei, rezultând un efect de "ochi de peşte" aplicat perspectivei.

Fără a se cunoaşte iadul de pe planetă, Venus a fost numită după zeiţa dragostei şi frumuseţii la romani. Această denumire i-a fost atribuită datorită strălucirii sale pe cer. Exceptând Soarele şi Luna, Venus este cel mai strălucitor obiect vizibil pe cerul nostru.

 

 

 

Planetele sistemului solar la scară

Planetele sistemului solar: Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus şi Neptun. Este reprezentată şi planeta pitică, Pluto.




ORBITA PLANETEI VENUS

Ca şi Mercur, datorită orbitei interioare (în comparaţie cu cea a Terrei), Venus apare în apropierea Soarelui, dimineaţa sau seara. De aceea, a fost cunoscută din cele mai vechi timpuri sub două forme: Luceafărul de seară (Hesperus) şi Luceafărul de dimineaţă (Eosphorus, sau Lucifer).

Deoarece este planetă interioară şi Venus prezintă faze. Spre deosebire de Mercur, Venus ne apare mai strălucitoare când se apropie de noi, chiar dacă în aceste condiţii este aproape de faza minimă, doar o semilună subţire din ea fiind vizibilă.

Venus are cea mai circulară orbită dintre toate planetele Sistemului Solar, cu o excentricitate mai mică de 1%. De asemenea, este singura planetă cu rotaţie retrogradă.

Perioada sa de rotaţie este de 243 de zile, ceva mai lungă decât perioada sa de revoluţie, ce însumează 225 de zile. În plus, aceste perioade de rotaţie sunt sincronizate astfel încât arată spre Terra aceeaşi faţă când planetele se află la cea mai mică distanţă una faţă de alta. Poate fi un efect de rezonanţă, însă şi doar o coincidenţă.

Această rotaţie foarte lentă şi în sens invers rămâne un mister pentru astronomi. La formarea Sistemului Solar,  perioada de rotaţie a fost probabil foarte mică, iar sensul era normal. O teorie propusă a fost un impact cu un corp foarte mare, însă probabil că efectele mareice ale straturilor de nori în mişcare au contribuit la încetinirea perioadei de rotaţie venusiene.

Planeta orbitează la 106 milioane de kilometri de Soare, reprezentând 0,72 UA.


SUPRAFAŢA ŞI RELIEFUL PLANETEI VENUS

Suprafaţa lui Venus a fost cartografiată în detaliu doar în ultimii 20 de ani. Deoarece stratul de nori împiedică observarea solului, studiile s-au făcut cu ajutorul radarului.

Cele mai multe forme de relief de pe suprafaţa lui Venus poartă nume de femei, figuri faimoase sau desprinse din mitologie.

Spre deosebire de constanta mişcare a crustei Pământului, Venus se pare că suferă episoade de mişcări ce durează până la câteva milioane de ani, urmate de perioade de calm de sute de milioane de ani. Scoarţa Pământului este în continuă mişcare; pe Venus nu există plăci tectonice, astfel că energia acumulată în manta nu se poate elibera, căldura nu se disipează. Aceasta se acumulează şi la câteva sute de milioane de ani subducţia apare la o scară enormă, remodelând complet crusta planetei.

Aproape 80% din suprafaţă este compusă din platouri line de origine vulcanică. Există şi două "continente" cu o înălţime mai mare, unul situat în emisfera nordică (Ishtar Terra), de mărimea Australiei, şi cel de-al doilea la sud de ecuator (Aphrodite Terra), de mărimea Americii de Sud.

Venus are de câteva ori mai mulţi vulcani decât Pământul, 167 din ei fiind giganţi, cu o bază de peste 100 km. Peste 1.000 de vulcani au diametrul de minim 20 km. Singurul complex vulcanic de această mărime pe Pământ este cel din Hawaii. Peste 90% din suprafaţa planetei este de origine vulcanică şi pare a fi remodelată complet cu 300 până la 500 milioane ani în urmă.

Cei mai înalţi munţi sunt Maxwell Montes, comparabili cu masivul Everest.

Există peste 1.000 de cratere de impact pe Venus. Acestea au diametre cuprinse între 3 şi 280 km. Nu există cratere mai mici de 3 km datorită efectelor atmosferei foarte dense asupra meteoriţilor, ce sunt frânaţi dacă sunt mici.

 

Planeta Venus pe cerul serii
Lumina reflectată de Venus este mai puternică decât cea a celorlalte stele ale nopţii




STRUCTURA

Deşi există puţine date despre structura internă venusiană, similaritatea cu Pământul sugerează asemănarea interiorului. Dimensiunile mai mici ale planetei arată o presiune în nucleu mai mică decât în cazul Terrei.

Principala diferenţă o constituie inexistenţa plăcilor tectonice. Acest lucru previne răcirea planetei şi ar putea fi un motiv pentru absenţa câmpului magnetic.

Venus are un nucleu de nichel şi fier cu o rază de aproximativ 3.000 km, înconjurat de o manta de rocă. Nu are câmp magnetic global. Slabele urme de câmp magnetic sunt generate de interacţiunea dintre ionosferă şi vântul solar.

Pentru a se produce câmp magnetic, este nevoie de trei condiţii: un lichid conductor, rotaţie şi convecţie. Nucleul metalic se presupune că este bun conducător de electricitate. Rotaţia, deşi este foarte lentă, este suficientă, aşa cum arată simulările, să producă magnetism. Convecţia în schimb apare când straturile planetei au o mare diferenţă de temperatură. Din moment ce pe Venus lipsesc plăcile tectonice, iar căldura se acumulează, este posibil să nu aibă nucleu solid sau acesta să nu fie în proces de răcire, şi astfel convecţia să nu existe, temperatura fiind uniformă. O altă posibilitate ar fi ca nucleul să se fi solidificat deja complet.


ATMOSFERA

Venus are o atmosferă extrem de densă, compusă în mare parte din dioxid de carbon şi un procent mic de azot. Structura atmosferei: dioxid de carbon 95,5%; azot 3,5%; dioxid de sulf 0,015%; argon 0,007%; vapori de apă 0,002%; monoxid de carbon 0,0017%; heliu 0,0012%; neon 0,0007.

Presiunea la suprafaţă este de 90 de atmosfere, întâlnită pe Terra la 900 de metri sub nivelul mării. Dramaticul efect de seră ridică temperatura la peste 400 de grade Celsius, făcând din Venus cea mai fierbinte planetă din Sistemul Solar, chiar dacă Mercur se află la doar jumătatea distanţei faţă de Soare şi primeşte de 4 ori mai multă căldură de la acesta.

Temperatura la suprafaţa planetei nu variază mult de la noapte la zi, în ciuda duratei atât de mari de expunere la Soare sau la întuneric.

Structura norilor venusieni sugerează că atmosfera planetei a fost la origine foarte asemănătoare cu cea a Pământului, iar cantităţi importante de apă erau prezente la suprafaţă, apă ce s-a evaporat datorită efectului de seră în creştere. Se crede că la început atmosfera terestră şi venusiană aveau aproximativ aceeaşi compoziţie chimică. Pe Terra, vaporii de apă s-au condensat în oceane, iar dioxidul de carbon a fost dizolvat în acestea, transformat de viaţă sau înglobat în roci. Pe Venus oceanele s-au evaporat, dioxidul de carbon rămânând liber în atmosferă. Fără un strat de ozon, radiaţiile ultraviolete au disociat vaporii de apă, oxigenul fiind prins în compuşi (rocile sunt puternic oxidate), iar hidrogenul evadând. Se estimează că oceanele primordiale ar fi putut acoperi întreaga suprafaţă a planetei cu un strat de apă de 10 metri.

Există câteva straturi de nori, cu grosimi de câţiva kilometri. Au fost individualizate 3 straturi de nori între 50 şi 70 km altitudine. Densitatea şi mărimea particulelor creşte cu cât coboram, la 50 km stratul de nori fiind atât de opac, încât întrece cel mai dens smog terestru. Între 30 şi 50 km este ceaţă, ce devine tot mai transparentă cu cât ne apropiem de sol, atmosfera devenind limpede sub 30 km. Norii sunt alcătuiţi în cea mai mare parte din acid sulfuric. Stratul de nori este în continuă mişcare în jurul planetei, în 4 zile reuşind o rotaţie completă.

Norii venusieni reflectă 60% din lumina solară primită. Din acest motiv planeta se arată atât de strălucitoare pe cerul nopţii. Cea mai mare parte din restul luminii este absorbită de nori, doar câteva procente reuşind să penetreze straturile groase şi să ajungă la suprafaţa planetei, dând o culoare portocaliu-roşiatică împrejurimilor.

În straturile de nori au fost detectate vânturi puternice, de până la 350 km/h, însă la nivelul solului atmosfera este foarte calmă, cu brize de nu mai mult de câţiva kilometri pe oră. Însă datorită densităţii atmosferei, aceste vânturi lente au o putere considerabilă, şi transportă cu ele praf şi rocă. Sunt prezente furtuni electrice, ce uneori luminează fantomatic partea întunecată a planetei, dând naştere cu ani în urmă la supoziţii asupra aşa-numitelor oraşe venusiene.


SATELIŢII PLANETEI VENUS

Venus nu are sateliţi, deşi un asteroid, 2002 VE68, se menţine pe o cvasiorbită în jurul planetei.

 

 

Distanţa medie faţă de Soare

108.208.926 km (0,723332 UA)

Periheliu (cel mai apropiat punct de Soare)

107.476.002 km (0,718UA)

Afeliu (cel mai îndepărtat punct de Soare)

108.941.849 km (0,728UA)

Raza ecuatorială

6.051,8 km (0,9488 din cea a Terrei)

Circumferinţa ecuatorială

38.025 km

Volumul

928.400.000.000 km3 (0,88  din cel al Terrei)

Masa

4,8685 x 10^24 kg (0,815 din cea a Terrei)

Densitatea

5,24 g/cm3

Aria suprafeţei

460.200.000 km2 (0,902 din cea a Terrei)

Gravitaţia de suprafaţă la ecuator

8,87 m/s (91% din cea a Terrei)

Viteza de evadare

10,36 km/s (0,927din cea a Terrei)

Perioada de rotaţie siderală (durata zilei)

-243 zile (retrograd)

Perioada orbitală siderală (durata anului)

224,7 zile

Perioada sinodică

583,92  zile

Viteza de rotaţie la ecuator

6,52  km/h

Viteza orbitală medie

35,0214 km/s (0,405 din cea a Terrei)

Viteza orbitală maximă

35,259  km/s

Viteza orbitală minimă

34,784  km/s

Excentricitatea orbitală

0,00677

Înclinaţia orbitei faţă de ecliptică

3,39 grade

Înclinaţia axei faţă de orbită

177,3  grade (Terra are o înclinaţie a axei de 23,45 grade)

Circumferinţa orbitală

675.300.000 km (0,731 din cea a Terrei)

Temperatura minimă/maximă la suprafaţă

462 grade Celsius (735 K)

Numărul de sateliţi

0

 

Puteți comenta folosind contul de pe site, de FB, Twitter sau Google ori ca vizitator (fără înregistrare). Pt vizitatori comentariile sunt moderate (aprobate de admin).

Loading comment... The comment will be refreshed after 00:00.

Fii primul care comentează.

Spune-ne care-i părerea ta...
caractere rămase.
Loghează-te ( Fă-ți un cont! )
ori scrie un comentariu ca „vizitator”

 


Ne poți ajuta cu o donaţie.


PayPal ()


Contact
| T&C | © 2020 Scientia.ro