Venus , segundo planeta del Sol y sexto en el sistema solar en tamaño y masa. Ningún planeta se acerca más a la Tierra que Venus; en su más cercano es el cuerpo grande más cercano a la Tierra que no sea el Luna . Debido a que la órbita de Venus está más cerca del Sol que la de la Tierra, el planeta siempre está aproximadamente en la misma dirección en el cielo que el Sol y solo se puede ver en las horas cercanas al amanecer o al atardecer. Cuando es visible, es el planeta más brillante del cielo. Venus está designado por el símbolo.
Venus Venus fotografiada en luz ultravioleta por la nave espacial Pioneer Venus Orbiter (Pioneer 12), 26 de febrero de 1979. Aunque la capa de nubes de Venus es casi sin rasgos distintivos en la luz visible, las imágenes ultravioleta revelan una estructura y un patrón distintivos, incluidas bandas en forma de V a escala global que abierto hacia el oeste (izquierda). El color agregado en la imagen emula el aspecto blanco amarillento de Venus para el ojo. NASA / JPL
Venus y la Tierra comparten similitudes en sus masas, tamaños, densidades y ubicaciones relativas en el sistema solar. Dado que presumiblemente se formaron en la nebulosa solar a partir del mismo tipo de bloques de construcción planetarios rocosos, es probable que también tengan composiciones químicas generales similares. Por estas similitudes, a Venus se le ha llamado gemelo de la Tierra.
Venus orbita alrededor del Sol a una distancia media de 108 millones de kilómetros (67 millones de millas), que es aproximadamente 0,7 veces la distancia de la Tierra al Sol.
Cuando se ve a través de un telescopio, Venus presenta al observador un rostro amarillo-blanco brillante y sin rasgos distintivos. Su apariencia oscurecida se debe a que la superficie está oculta a la vista por una cubierta continua y permanente de nubes que son difíciles de ver con luz visible.
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El radio medio de Venus es de 6.051,8 km (3.760,4 millas), o aproximadamente el 95 por ciento del de la Tierra en el ecuador, mientras que su masa es de 4,87 × 1024 kg, o el 81,5 por ciento de la de la Tierra.
Venus tiene la atmósfera más masiva de todos los planetas terrestres. Su envoltura gaseosa está compuesta por más de un 96 por ciento de dióxido de carbono y un 3,5 por ciento de nitrógeno molecular. Están presentes trazas de otros gases, incluidos monóxido de carbono, dióxido de azufre, vapor de agua, argón y helio.
Venus fue uno de los cinco planetas, junto con Mercurio, Marte, Júpiter , y Saturno —Conocido en la antigüedad, y sus movimientos fueron observados y estudiados durante siglos antes de la invención de instrumentos astronómicos avanzados. Sus apariciones fueron registradas por el Babilonios , quien lo comparó con la diosa Ishtar, alrededor de 3000bce, y también se menciona de manera prominente en los registros astronómicos de otras civilizaciones antiguas, incluidas las de China, América Central, Egipto y Grecia. Como el planeta Mercurio, Venus era conocido en la antigua Grecia con dos nombres diferentes: fósforo ( ver Lucifer) cuando apareció como una estrella matutina y Hesperus cuando apareció como una estrella vespertina. Su nombre moderno proviene de la diosa romana del amor y la belleza (el equivalente griego es Afrodita ), quizás debido a la apariencia luminosa de joya del planeta.
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Imagen global codificada por colores de la topografía de Venus debajo de sus nubes oscuras, basada en datos de radar de la nave espacial Magellan con datos suplementarios de las misiones Venera y Pioneer Venus y estudios de radar basados en la Tierra. Los tonos violetas marcan las elevaciones más bajas; tonalidades rojas y rosadas, las más altas. El hemisferio que se muestra está centrado en 0 ° de longitud; El Norte está arriba. La prominente región roja y rosa en el extremo norte es el terreno más alto del planeta, Maxwell Montes. NASA / JPL / Instituto de Tecnología de California
Venus ha sido llamado el gemelo de la Tierra debido a las similitudes en sus masas, tamaños y densidades y sus ubicaciones relativas similares en el sistema solar. Debido a que presumiblemente se formaron en la nebulosa solar a partir del mismo tipo de bloques de construcción planetarios rocosos, también es probable que tengan una sustancia química general similar. composiciones . Temprano telescópico Las observaciones del planeta revelaron un velo perpetuo de nubes, que sugiere una atmósfera sustancial y que llevó a la especulación popular de que Venus era un mundo cálido y húmedo, tal vez similar a la Tierra durante su era prehistórica de bosques carboníferos pantanosos y vida abundante. Sin embargo, los científicos ahora saben que Venus y la Tierra han desarrollado condiciones superficiales que difícilmente podrían ser más diferentes. Venus es extremadamente caliente, seco y, en otros aspectos, tan imponente que es improbable que la vida, tal como se entiende en la Tierra, se haya desarrollado allí. Uno de los principales objetivos de los científicos al estudiar Venus es comprender cómo se produjeron sus duras condiciones, lo que puede contener lecciones importantes sobre las causas del cambio ambiental en la Tierra.
| Datos planetarios de Venus | |
|---|---|
| * Tiempo necesario para que el planeta vuelva a la misma posición en el cielo con respecto al Sol visto desde la Tierra. | |
| distancia media del sol | 108,209,475 km (0,72 AU) |
| excentricidad de la órbita | 0.007 |
| inclinación de la órbita a la eclíptica | 3.4° |
| Año venusino (período sideral de revolución) | 224,7 días terrestres |
| magnitud visual máxima | −4.6 |
| período sinódico medio * | 584 días terrestres |
| velocidad orbital media | 35 km / seg |
| radio (media) | 6.051,8 kilometros |
| área de superficie | 4.6 × 108km2 |
| masa | 4.87 × 1024kg |
| densidad media | 5,24 g / cm33 |
| gravedad superficial media | 887 cm / seg2 |
| velocidad de escape | 10,4 kilómetros por segundo |
| período de rotación (día sideral de Venus) | 243 días terrestres (retrógrado) |
| Día solar medio venusiano | 116,8 días terrestres |
| inclinación del ecuador a la órbita | 177.3° |
| composición atmosférica | dióxido de carbono, 96%; nitrógeno molecular, 3,5%; agua, 0,02%; trazas de monóxido de carbono, oxígeno molecular, dióxido de azufre, cloruro de hidrógeno y otros gases |
| temperatura media de la superficie | 737 K (867 ° F, 464 ° C) |
| presión superficial en el radio medio | 95 bares |
| temperatura media de las nubes visibles | aproximadamente 230 K (-46 ° F, -43 ° C) |
| número de lunas conocidas | ninguno |
Visto a través de un telescopio, Venus presenta al observador un rostro blanco amarillento brillante, esencialmente sin rasgos distintivos. Su apariencia oscurecida se debe a que la superficie del planeta está oculta a la vista por una cubierta continua y permanente de nubes. Las características de las nubes son difíciles de ver con luz visible. Cuando se observan en longitudes de onda ultravioleta, las nubes exhiben marcas oscuras distintivas, con patrones de remolinos complejos cerca del ecuador y bandas brillantes y oscuras a escala global que tienen forma de V y se abren hacia el oeste. Debido a las nubes que lo envuelven todo, se sabía poco sobre la superficie, la atmósfera y la evolución de Venus antes de principios de la década de 1960, cuando la primera Radar Se realizaron observaciones y las naves espaciales realizaron los primeros sobrevuelos del planeta.
Venus orbita el Sol a una distancia media de 108 millones de kilómetros (67 millones de millas), que es aproximadamente 0,7 veces la distancia de la Tierra al Sol. Tiene el menor excéntrico órbita de cualquier planeta, con una desviación de un círculo perfecto de sólo 1 parte en 150. En consecuencia, sus distancias en el perihelio y afelio (es decir, cuando está más cerca y más lejos del Sol, respectivamente) varían poco de la distancia media. El período de su órbita, es decir, la duración del año venusino, es de 224,7 días terrestres. A medida que Venus y la Tierra giran alrededor del Sol, la distancia entre ellos varía desde un mínimo de unos 42 millones de kilómetros (26 millones de millas) hasta un máximo de unos 257 millones de kilómetros (160 millones de millas).
Debido a que la órbita de Venus se encuentra dentro de la de la Tierra, el planeta exhibe fases como las del Luna cuando se ve desde la Tierra. De hecho, el descubrimiento de estas fases por el científico italiano Galileo en 1610 fue uno de los más importantes de la historia de la astronomía. En la época de Galileo, el modelo predominante de universo se basó en la afirmación del astrónomo griego Ptolomeo casi 15 siglos antes de que todos los objetos celestes giran alrededor tierra ( ver Sistema ptolemaico). La observación de las fases de Venus era incompatible con este punto de vista, pero era coherente con la idea del astrónomo polaco Nicolaus Copernicus de que el sistema solar está centrado en el sol . La observación de Galileo de las fases de Venus proporcionó la primera evidencia observacional directa de la teoría copernicana.
La rotación de Venus sobre su eje es inusual tanto en su dirección como en su velocidad. El Sol y la mayoría de los planetas del sistema solar giran en sentido antihorario cuando se ven desde arriba de sus polos norte; esta dirección se llama directa o prograda. Venus, sin embargo, gira en la dirección opuesta o retrógrada. Si no fuera por las nubes del planeta, un observador en la superficie de Venus vería al Sol salir por el oeste y ponerse por el este. Venus gira muy lentamente y tarda unos 243 días terrestres en completar una rotación con respecto a las estrellas: la duración de su día sidéreo. El giro y los períodos orbitales de Venus están casi sincronizados con la órbita de la Tierra, de modo que, cuando los dos planetas están más cerca, Venus presenta casi la misma cara hacia la Tierra. Las razones de esto son complejas y tienen que ver con las interacciones gravitacionales de Venus, la Tierra y el Sol, así como con los efectos de la atmósfera giratoria masiva de Venus. Debido a que el eje de rotación de Venus está inclinado solo unos 3 ° hacia el plano de su órbita, el planeta no tiene estaciones apreciables. Además, el período de rotación de Venus se redujo en 6,5 minutos entre dos conjuntos de medidas tomadas en 1990–92 y 2006–08. Los astrónomos aún no tienen una explicación satisfactoria de las peculiares características de rotación de Venus. La idea que se cita con más frecuencia es que, cuando Venus se estaba formando a partir de la acumulación de bloques de construcción planetarios ( planetesimales ), uno de los cuerpos más grandes chocó con el proto-Venus de tal manera que lo volcó y posiblemente también frenó su giro.
El radio medio de Venus es de 6.051,8 km (3.760,4 millas), o aproximadamente el 95 por ciento del de la Tierra en el ecuador, mientras que su masa es de 4,87 × 10.24kg, o el 81,5 por ciento de la de la Tierra. Las similitudes con la Tierra en tamaño y masa producen una similitud en densidad: 5,24 gramos por centímetro cúbico para Venus, en comparación con 5,52 para la Tierra. También dan como resultado una gravedad superficial comparable: los humanos parados en Venus poseerían casi el 90 por ciento de su peso en la Tierra. Venus es más esférico que la mayoría de los planetas. La rotación de un planeta generalmente causa un abultamiento en el ecuador y un ligero aplanamiento en los polos, pero el giro muy lento de Venus le permite mantener su forma altamente esférica.
