Vênus (planeta): descoberta, características, composição, órbita

Vênus (planeta): descoberta, características, composição, órbita

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

Como Vênus aparece ao pôr do sol em certas épocas do ano e ao amanhecer em outras, os gregos antigos acreditavam que eram corpos diferentes. Como estrela da manhã, eles o chamavam de fósforo e, durante a aparição noturna, ele era Hesperus. 

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

Os romanos também sabiam disso, embora continuassem a dar nomes diferentes às aparências da manhã e da noite. Astrônomos maias e chineses também deixaram registros das observações de Vênus. 

Cada civilização antiga lhe deu um nome, embora o nome de Vênus, a deusa romana do amor e da beleza, tenha prevalecido, equivalente ao Afrodite Grego e ao Ishtar da Babilônia.

Com o advento do telescópio, a natureza de Vênus começou a ser melhor compreendida. Galileu observou suas fases no início do século XVII 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 em frente ao Sol. Dessa forma, Kepler sabia que poderia determinar o diâmetro de Vênus, mas morreu antes de ver sua previsão cumprida.

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

Características gerais de Vênus

Apesar de suas dimensões serem muito semelhantes às da Terra, Vênus está longe de ser um lugar hospitaleiro, pois, para começar, sua atmosfera densa é composta de 95% de dióxido de carbono, o restante é nitrogênio e quantidades mínimas. de outros gases. As nuvens contêm gotículas de ácido sulfúrico e pequenas partículas de sólidos cristalinos.

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

Outra característica distintiva de Vênus é sua rotação lenta e retrógrada. Um viajante observaria o Sol nascer no oeste e se pôr no leste, fato descoberto por medições de radar.

Além disso, se ele pudesse ficar o tempo suficiente, o hipotético viajante ficaria muito surpreso ao perceber que o planeta demora mais para girar em torno de seu eixo do que para girar em torno do Sol.

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

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

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

Para explicar a falta de uma magnetosfera, os cientistas estão considerando possibilidades como a de que Vênus não tem um núcleo metálico derretido, ou talvez tenha, mas o calor não é transportado por convecção interna, uma condição necessária para a existência de 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 terrestre.

-Temperatura: 464 ºC.

-Gravidade: 8,87 m / s 2

– Campo magnético próprio: fraco, intensidade de 2 nT.

-Atmosfera: sim, muito denso.

-Densidade: 5243 kg / m 3

– Satélites:

-Anéis: não tem.

Movimento de tradução

Como todos os planetas, Vênus tem um movimento de translação ao redor 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, mas quase o tempo todo isso realmente acontece muito longe de nós.

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O raio médio da órbita é de cerca de 108 milhões de km, portanto Vênus está aproximadamente 30% mais perto do Sol que a Terra. Um ano em Vênus dura 225 dias terrestres, já que esse é o tempo que o planeta leva para uma órbita completa.

Dados de movimento de Vênus

Os seguintes dados descrevem brevemente o movimento de Vênus:

Raio médio da órbita: 108 milhões de quilômetros.

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

-Excentricidade: 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, pois a densa camada de nuvens que o cobre reflete muito bem a luz do sol.

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

Como Vênus está dentro da órbita da Terra, para encontrá-lo, é necessário procurar o Sol, de frente 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 diagrama a seguir:

Quando está em conjunção mais baixa, Vênus está mais perto da Terra e o ângulo que faz com o Sol, visto da Terra – alongamento – é 0º. Por outro lado, quando está em conjunção superior, o Sol não permite que seja visto.

Esperemos que Vênus ainda possa ser visto em plena luz do dia e projetar sombra em noites muito escuras sem iluminação artificial. Ele pode ser diferenciado 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.

Movimento rotativo

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

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

Por que Vênus gira na direção oposta à de outros planetas? Provavelmente em seus primeiros dias, Vênus estava girando rapidamente na mesma direção que todos os outros, mas algo deve ter acontecido para que isso 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 as marés atmosféricas caóticas tenham afetado o manto e o núcleo não solidificado do planeta, revertendo o sentido de rotação. 

Possivelmente ambos os mecanismos tiveram um papel durante a estabilização do planeta, no início do sistema solar.

O efeito estufa em Vênus

Em Vênus, não existem dias claros e claros, por isso será muito difícil para um viajante observar o nascer e o pôr do sol, que é comumente conhecido como dia: o dia solar.

Pouca luz solar pode atingir a superfície, pois 85% é refletido no dossel das nuvens.

O restante da radiação solar consegue aquecer a atmosfera mais baixa e atinge o solo. Os comprimentos de onda mais longos são refletidos e mantidos por nuvens, que é conhecido como efeito estufa. Foi assim que Vênus se tornou um forno gigantesco com temperaturas capazes de derreter chumbo.

Praticamente em qualquer lugar de Vênus é tão quente, e se um viajante se acostumar, ainda terá que suportar a enorme pressão atmosférica, que é 93 vezes maior que a da Terra no nível do mar, causada pela grande cobertura de nuvens de 15 quilômetros de espessura. 

Para piorar a situação, essas nuvens contêm dióxido de enxofre, ácido fosfórico e ácido sulfúrico altamente corrosivo, tudo em um ambiente muito seco, pois não há vapor de água, apenas uma pequena quantidade na atmosfera.

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

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 de 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 havia água no passado.

No entanto, a verdade é que Vênus perdeu esses oceanos – se eles existiram – cerca de 715 milhões de anos atrás devido ao efeito estufa.

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

Enquanto isso, a superfície aquecia tanto que o carbono nas rochas sublimava e combinava com o oxigênio atmosférico para formar mais dióxido de carbono, alimentando o ciclo até que a situação se tornasse extrema. 

Atualmente, Vênus continua a perder hidrogênio, de acordo com as informações fornecidas pela missão Pioneer Venus, por isso é improvável que a situação seja revertida.

Composição

Há pouca informação direta sobre a composição do planeta, uma vez que o equipamento sísmico não sobrevive por muito tempo na superfície corrosiva e a temperatura é suficiente para derreter o chumbo.

Na atmosfera de Vênus, sabe-se que o dióxido de carbono predomina. Além disso, dióxido de enxofre, monóxido de carbono, nitrogênio, gases nobres como hélio, argônio e neon, vestígios de cloreto de hidrogênio, fluoreto de hidrogênio e sulfeto de carbono foram detectados.

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 silicone, 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

Obter informações sobre a estrutura de Vênus é um feito, considerando que as condições do planeta são tão hostis que os instrumentos param de funcionar em pouco tempo.

Vênus é um planeta interno rochoso, e isso significa que sua estrutura deve ser basicamente a mesma que a da Terra, especialmente considerando que ambos 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 derretida.

-O manto, com outros 3000 km de espessura e temperatura suficiente para que haja elementos fundidos.

-A crosta, com espessura variável entre 10 e 30 km, principalmente basalto e granito.

geologia

Vênus é um planeta rochoso e árido, como mostrado pelas imagens construídas usando mapas de radar, os mais detalhados usando os dados da sonda Magellan.

A partir dessas observações, parece que a superfície de Vênus é relativamente plana, como confirmado pela altimetria realizada pela referida sonda.

Em geral, em Vênus, existem três zonas bem diferenciadas:

-Planícies

– Planícies de deposição

-Planalto 

70% da superfície são planícies vulcânicas, as planícies constituem 20% e os 10% restantes são terras altas.

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

Além disso, a atividade vulcânica provavelmente apagou evidências de impactos antigos.

Vulcões abundam em Vênus, especialmente vulcões do tipo escudo, como os encontrados no Havaí, de baixa altura e extensão. Alguns desses vulcões provavelmente permanecerão ativos.

Embora não haja tectônica de placas como na Terra, existem numerosos acidentes como falhas, vales dobráveis ​​e do tipo fenda ( onde a crosta está passando por deformação) .

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Há também cadeias de montanhas: a mais proeminente é a das montanhas Maxwell.

O terraço

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

-Ishtar Terra, da extensão da Austrália. Tem uma grande depressão cercada precisamente pelas montanhas Maxwell, em homenagem ao físico James Maxwell. A altura máxima é de 11 km.

Afrodite 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.

Missões a Vênus

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

Até agora, neste século, foram acrescentadas missões da Agência Espacial Européia e do Japão. Não foi uma tarefa fácil devido às condições hostis do planeta.

Vieira

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

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

Entre outras coisas, graças a essas sondas, aprendeu-se que a atmosfera de Vênus consiste principalmente de dióxido de carbono e que a atmosfera superior é composta de ventos rápidos.

Marinheiro 

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

No próximo, o Mariner 2 conseguiu alcançar a órbita de Vênus para coletar dados da atmosfera do planeta, medir a intensidade do campo magnético e a temperatura da superfície. Ele também verificou a rotação retrógrada do planeta.

O Mariner 10 foi a última sonda desta missão a ser lançada em 1973, trazendo novas e empolgantes informações de Mercúrio e Vênus.

Esta sonda conseguiu obter 3000 fotos de excelente resolução, uma vez que passou muito perto, a cerca de 5760 km da superfície. Ele também conseguiu transmitir vídeo das nuvens de Vênus no espectro infravermelho.

Pioneer Venus

Em 1979, esta missão fez um mapa completo da superfície de Vênus por radar através 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, realizar espectrometria e mais.

Magalhães

Esta sonda enviada pela NASA em 1990, através do ônibus espacial Atlantis, obteve imagens altamente detalhadas da superfície, bem como uma riqueza de dados sobre a geologia do planeta.

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

Venus Express

Foi a primeira das missões da Agência Espacial Européia em Vênus e decorreu de 2005 a 2014, levando 153 para atingir a órbita.

A missão era encarregada de estudar a atmosfera, na qual eles detectavam atividade elétrica abundante na forma de um raio, além de fazer mapas de temperatura e medir o campo magnético.

Os resultados sugerem que Vênus pode ter tido água no passado distante, como explicado anteriormente, e também relatou a presença de uma fina camada de ozônio e gelo seco atmosférico. 

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

Akatsuki

Também chamado de Planet-C, foi lançado em 2010, sendo a primeira sonda japonesa a atingir Vênus. Ele realizou medições espectroscópicas, bem como estudos da atmosfera e da velocidade dos ventos, que são muito mais rápidos nas proximidades do equador.

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. O Sistema Solar. Os planetas interiores. Publicação educacional Britannica.
  5. Sementes, M. 2011.O Sistema Solar. Sétima edição. Aprendizado Cengage.
  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.

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