Venus: Planeta do Sistema Solar

Do mesmo xeito que Mercurio, carece de satélites naturais. A súa órbita é unha elipse cunha excentricidade de menos do 1 %, formando a órbita máis circular de todos os planetas; apenas supera a de Neptuno. Este planeta ademais posúe o día máis longo do sistema solar —243 días terrestres—, o seu movemento é dextróxiro, é dicir, xira no sentido das agullas do reloxo, contrario ao movemento dos outros planetas. Por iso, nun día venusiano o Sol sae polo oeste e ponse polo leste. As súas nubes, con todo, poden dar a volta ao planeta en catro días terrestres. De feito, previamente a estudalo con naves non tripuladas na súa superficie ou con radares, pensábase que o período de rotación de Venus era duns catro días terrestres.

Venus
Descubrimento
Descuberto por	civilizacións antigas
Descuberto	na antigüidade
Características da órbita (Época J2000)
Eixe semi-maior	108 208 926 km (0,72333199 AU)
Circunferencia orbital	0,68 Tm (4,545 AU)
Excentricidade orbital	0,00677323
Perihelio	107 476 002 km (0,71843270 AU)
Afelio	108 941 849 km (0,72823128 AU)
Ano sidéreo (Período orbital sidéreo)	224,70096 días terrestres (0,6151977 anos terrestres)
Período Sinódico	583,92 días terrestres
Velocidade Orbital Media	35,02 km/s
Velocidade Orbital Máxima	35,259 km/s
Velocidade Orbital Mínima	34,784 km/s
Inclinación Orbital en relación coa Eclíptica	3,39471° (3,86° respecto ó ecuador solar)
Lonxitude do nodo ascendente	76,68069°
Argumento do perihelio	54,85229°
Satélites	0
Características físicas
Diámetro ecuatorial	12 103,7 km (0,949 Terra)
Área superficial (superficie)	4,60×108 km² (0,902 Terra)
Volume	9,28×1011 km³ (0,857 Terra)
Masa	4,8685×1024 kg (0,815 Terra)
Densidade	5,204 g/cm³
Gravidade no Ecuador	8,87 m/s² (0,904 gee)
Velocidade de Escape	10,36 km/s
Período de rotación	-243,0185 días terrestres
Velocidade de Rotación	6,52 km/h (no ecuador)
Inclinación do eixe de xiro	2,64°°
Ascensión Recta do Polo Norte	272,76° (18 h 11 min 2 s)
Declinación	67,16°
Albedo	0,65
Temperatura - min - media - max	228 K(alto nubes) 737 K 773 K
Presión Atmosférica Superficial	9321,9 kPa
Constituíntes Atmosféricos
Dióxido de carbono	96%
Nitróxeno	3%
Dióxido de xofre Vapor de auga Monóxido de carbono Argon Helio Neon Sulfuro de carbono Fluoruro de hidróxeno Cloruro de hidróxeno	trazas

Trátase dun planeta interior de tipo rochoso e terrestre, chamado con frecuencia o planeta irmán da Terra, xa que ambos son similares en canto a tamaño, masa e composición, aínda que totalmente diferentes en cuestións térmicas e atmosféricas (a temperatura media de Venus é de 463,85 °C). A súa atmosfera chega a ser extremadamente densa nas capas interiores, o que lle produce, xunto coa súa composición, un efecto invernadoiro moi forte, que mantén a súa superficie a uns 500 °C. A súa presión atmosférica é 90 veces superior á terrestre; é, polo tanto, a maior presión atmosférica de todos os planetas rochosos do sistema solar. É de cor branca/amarelada pola súa atmosfera composta maioritariamente por dióxido de carbono (CO₂), ácido sulfhídrico (H₂S) e nitróxeno (N₂).

A pesar de situarse máis lonxe do Sol que Mercurio, Venus posúe a atmosfera máis quente do sistema solar; isto débese a que está principalmente composta por gases de efecto invernadoiro, como o dióxido de carbono, atrapando moito máis calor do Sol. Actualmente carece de auga líquida e as súas condicións en superficie considéranse incompatibles coa vida coñecida, aínda que en descubrimentos recentes atopouse fosfina na súa superficie nebular, unha molécula que na Terra é xerada por microbios, o que dá indicios dunha posible existencia de vida. Con todo, o Instituto Goddard de Estudos Espaciais da NASA e outros postularon que no pasado Venus puido ter océanos con tanta auga como o océano terrestre e reunir condicións de habitabilidade planetaria.

Ao atoparse Venus máis próximo ao Sol que a Terra, sempre se pode atopar nas inmediacións do Sol (a súa maior elongación é de 47,8°), polo que desde a Terra pódese ver só durante unhas poucas horas antes do orto (saída do Sol) nuns determinados meses do ano; tamén durante unhas poucas horas despois do ocaso (posta do Sol) no resto do ano. A pesar diso, cando Venus é máis brillante pode ser visto durante o día, sendo un dos tres únicos corpos celestes que poden ser vistos de día a primeira ollada ademais da Lúa e o Sol. Venus pode proxectar sombras e pode ser visible a simple vista a plena luz do día. Polo mesmo motivo, Venus presenta fases tal como o fai a Lúa, se ben non chega a producirse nada máis que unha parte das que corresponden ó noso satélite, pois non pode poñerse de xeito máis afastado do Sol que o que está a Terra. Estas fases foron primeiro observadas por Galileo e foron utilizadas por el como un indicio de que os planetas xiran arredor do Sol. Coñecido como a estrela da mañá (‘Luceiro do alba’) ou da tarde (‘Luceiro vespertino’), cando é visible no ceo nocturno é o segundo obxecto máis brillante do firmamento tras a Luna, polo que Venus debeu ser xa coñecido desde os tempos prehistóricos.

A maioría das antigas civilizacións coñecían os movementos no ceo de Venus, polo que adquiriu importancia en case todas as interpretacións astrolóxicas do movemento planetario. En particular, a civilización maia elaborou un calendario relixioso baseado nos ciclos astronómicos, incluídos os ciclos de Venus.

Venus recibe o seu nome en honra a Venus, a deusa romana do amor (na Grecia antiga, Afrodita). Os adxectivos venusiano/a, venusino/a e venéreo/a (poeticamente) son usados para denotar as características habitualmente atribuídas a Venus/Afrodita. O adxectivo venéreo adoita asociarse ás enfermidades de transmisión sexual. Venus e a Terra (deusa grega Xea) son os únicos planetas do sistema solar con nome feminino. O símbolo do planeta Venus é unha representación estilizada do espello da deusa Venus: un círculo cunha pequena cruz debaixo, utilizado tamén hoxe para denotar o sexo feminino.

Venus é un planeta interior, un dos catro planetas terrestres do Sistema Solar, o que quere dicir que, ao igual que a Terra, é un corpo rochoso. En tamaño e masa é semellante ao noso planeta e adoita ser descrito como "irmá" ou "xemelga" da Terra. O diámetro de Venus é de 12 092 km (só 650 km menos que o da Terra) e a súa masa é o 81,5 % do da Terra. As condicións na superficie venusiana difiren radicalmente das terrestres, debido á súa densa atmosfera de dióxido de carbono. A masa da atmosfera de Venus é un 96,5% dióxido de carbono, sendo a meirande parte do 3,5% restante nitróxeno. A presión na superficie é de 9,3 MPa (93 bares), e a temperatura media da superficie é de 737 K (464 °C; 867 °F), por encima do punto crítico dos compoñentes principais o que fai da superficie da atmosfera un fluído supercrítico.

Xeografía

A superficie venusiana foi un tema de especulación ata que algúns dos seus segredos foron revelados pola ciencia planetaria do século XX. Os módulos de aterraxe do programa Venera de 1975 e 1982 enviaron imaxes dunha superficie cuberta de sedimentos e rochas relativamente angulares. Finalmente foi mapeada en detalle polo proxecto Magellan en 1990–91. O chan amosa a evidencia dun vulcanismo extenso, e o xofre na atmosfera podería indicar que houbo erupcións recentes.

Ao redor do 80% da superficie de Venus está cuberta por suaves chairas volcánicas, sendo un 70% chairas con cristas rugosas e o 10% chairas suaves ou lobuladas. Dous "continentes" de terras altas conforman o resto da superficie, un no hemisferio norte e outro xusto ao sur do ecuador. O continente do norte chámase Ishtar Terra por Ishtar, a deidade babilónica do amor, e ten un tamaño semellante ao de Australia. Maxwell Montes, a montaña máis alta do planeta, atópase en Ishtar Terra. A súa cima está a 11 km sobre a elevación media de Venus. O continente do sur chámase Aphrodite Terra, pola deusa grega do amor, e é o máis grande dos dous, do tamaño de Suramérica. Unha rede de fracturas e fallas cobre a meirande parte desta área.

A falta de probas de fluxo de lava, xunto con que non hai ningunha caldeira visible, segue a ser un enigma. O planeta ten poucos cráteres de impacto, demostrando que a superficie é relativamente nova, duns 300–600 millóns de anos. Ademais dos cráteres, as montañas e o vales que adoitan a atoparse en planetas rochosos, Venus ten algunhas características superficiais únicas. Entre esas están as "farras", estruturas volcánicas altas e chas, que miden uns 20–50 km de diámetro e teñen entre 100 e 1000 metros de alto; as "novae", que son sistemas radiais de fracturas con forma de estrela; fracturas tanto radiais como concéntricas chamadas "arácnidas"; e as "coronae", aneis circulares de fracturas ás veces rodeados por unha depresión. Esas fracturas son de orixe volcánica.

Moitas das características da superficie de Venus foron bautizadas co nome de mulleres históricas e mitolóxicas, en concordancia co nome do planeta. As excepcións son Maxwell Montes, chamado así por James Clerk Maxwell, e as rexións altas Alpha Regio, Beta Regio e Ovda Regio. Estas tres foron bautizadas así antes de que se adoptase o actual sistema pola Unión Astronómica Internacional, o organismo que supervisa a nomenclatura planetaria.

A lonxitude das características físicas de Venus exprésase en relación co seu meridiano principal. O primeiro meridiano orixinal pasou polo punto luminoso do radar no centro do elemento oval Eve, situado ao sur de Alpha Regio. Despois de que se completasen as misións Venera, o meridiano principal foi redefinido para pasar polo pico central do cráter Ariadna en Sedna Planitia.

Os terreos de tesera estratigraficamente máis antigos teñen unha emisividade térmica constantemente menor que as chairas basálticas circundantes medidas polas sondas espaciais Venus Express e Magellan, indicando un conxunto de minerais diferente, posiblemente máis félsico. O mecanismo para xerar unha gran cantidade de cortiza félsica xeralmente require a presenza de auga oceánica e placas tectónicas, o que implica que nos primeiros tempos de Venus existiron condicións de habitabilidade. Con todo, a natureza dos terreos de teseras dista moito de ser segura.

Vulcanismo

 

Gran parte da superficie venusiana parece estar conformada pola actividade volcánica. Venus ten varias veces máis volcáns que a Terra e ten 167 grandes volcáns de máis de 100 km de diámetro. O único complexo volcánico deste tamaño na Terra é a Illa Grande de Hawai.^:154 Isto non se debe a que Venus sexa máis activa volcanicamente que a Terra, senón a que a súa codia é máis antiga e non está suxeita ao mesmo proceso de erosión. A codia oceánica recíclase continuamente por subdución nos límites das placas tectónicas, e ten unha idade media duns cen millóns de anos, mentres que a superficie de Venus estímase en 300–600  millóns de anos.

Varias liñas de evidencia apuntan a unha actividade volcánica continua en Venus. As concentracións de dióxido de xofre na atmosfera reducíronse 10 veces entre 1978 e 1986, subiron en 2006 e volveron reducirse 10 veces. Isto pode significar que os niveis aumentaron varias veces polas grandes erupcións volcánicas. Suxeriuse que o raio venusiano (que se comenta a continuación) podería orixinarse da actividade volcánica (é dicir, raio volcánico). En xaneiro de 2020, os astrónomos informaron de evidencias que suxiren que Venus está actualmente volcánicamente activo, concretamente a detección de olivina, un produto volcánico que se meteorizaría rapidamente na superficie do planeta.

En 2008 e 2009, Venus Express observou as primeiras probas directas de vulcanismo, en forma de catro puntos quentes infravermellos transitorios localizados na zona da greta Ganis Chasma,

preto do volcán en escudo Maat Mons. Tres das manchas observáronse en máis dunha órbita sucesiva. Crese que estas manchas representan lava recentemente liberada por erupcións volcánicas. Non se coñecen as temperaturas reais, porque non se puido medir o tamaño dos puntos quentes, pero é probable que estivesen no rango de 800–1 100 K (527–827 °C; 980–1 520 °F), en relación cunha temperatura normal de 740 K (467 °C; 872 °F). En 2023, os científicos reexaminaron as imaxes topográficas da rexión de Maat Mons tomadas polo orbitador Magallanes. Utilizando simulacións por computador, determinaron que a topografía cambiara durante un intervalo de 8 meses, e chegaron á conclusión de que a causa foi un vulcanismo activo..

Cráteres

 

En Venus hai case mil cráteres de impacto distribuídos uniformemente pola súa superficie. Noutros corpos con cráteres, como a Terra e a Lúa, os cráteres mostran diversos estados de degradación. Na lúa, a degradación débese a impactos posteriores, mentres que na Terra débese á erosión do vento e a choiva. En Venus, preto do 85% dos cráteres atópanse en estado prístino. O número de cráteres, xunto co seu bo estado de conservación, indica que o planeta sufriu un evento global de rexurdimento fai 300-600 millóns de anos, seguido dun decaemento do vulcanismo. Mentres que a codia terrestre está en continuo movemento, crese que a de Venus é incapaz de soster un proceso semellante. Sen tectónica de placas para disipar a calor do seu manto, Venus experimenta en cambio un proceso cíclico no que as temperaturas do manto aumentan ata alcanzar un nivel crítico que debilita a codia. A continuación, durante un período duns 100 millóns de anos, prodúcese unha subducción a grande escala que recicla completamente a codia.

O diámetro dos cráteres venusianos oscila entre 280 km. Non hai cráteres menores de 3 km, debido os efectos da densa atmosfera sobre os obxectos que chegan. Os obxectos con menos de certa enerxía cinética son freados pola atmosfera e non crean un cráter de impacto. Os meteoritos entrantes de menos de 50 m de diámetro fragmentaranse e arderán na atmosfera antes de alcanzar o chan.

Xeoloxía da superficie

Gran parte da superficie venusiana semella ter sido moldeada pola actividade volcánica. Venus ten varias veces o número de volcáns da Terra, e posúe 167 grandes volcáns duns 100 km de diámetro. O único complexo volcánico deste tamaño na Terra é o Big Island de Hawai. Isto non se debe a que Venus sexa máis activo volcanicamente que o noso planeta, senón a que a súa cortiza é máis antiga. A cortiza oceánica terrestre está continuamente reciclándose por subdución nos límites das placas tectónicas, e ten unha idade media duns 110 millóns de anos, mentres que a idade da superficie venusiana estímase en 300–600 millóns de anos.

Varias liñas de evidencia apuntan á actividade volcánica en curso de Venus. Durante o programa soviético Venera, as sondas Venera 11 e Venera 12 detectaron unha corrente constante de lóstregos, e a Venera 12 gravou un potente trono pouco despois da súa aterraxe. A Venus Express da ESA gravou moitos lóstregos na atmosfera superior. Aínda que na Terra a chuvia leva a treboadas, non hai chuvias na superficie de Venus (aínda que cae chuvia ácida sulfúrica na atmosfera superior, evapórase ó chegar a uns 25 km sobre a superficie). Unha posibilidade é que as cinzas de erupcións volcánicas xerasen os lóstregos.

Outra evidencia vén das medidas de concentracións de dióxido de xofre na atmosfera, que se reduciron por un factor de 10 entre 1978 e 1986. Isto pode implicar que os niveis fosen anteriormente impulsados por unha erupción volcánica.

Hai case un milleiro de cráteres de impactos en Venus, distribuídos ao longo da súa superficie. Noutros corpos cheos de cráteres, como a Terra ou a Lúa, estes amosan distintos estados de degradación. Na Lúa esta está causada por impactos posteriores, mentres que na Terra é debida á erosión da chuvia e do vento. En Venus, ao redor do 85 % dos cráteres teñen aspecto semellante ó presentado na súa orixe. O número de cráteres, xunto co seu bo estado de conservación, indica que o planeta sufriu un evento global de revestimento hai uns 300-600 millóns de anos, seguido por un descenso da actividade volcánica.

Mentres que a cortiza da Terra está en continuo movemento, Venus non pode soster ese proceso. Sen placas tectónicas para disipar a calor do seu manto, Venus sofre un proceso cíclico no cal as temperaturas do manto aumentan ata que acadan un nivel crítico que debilita a cortiza. Entón, durante un período duns 100 millóns de anos, ocorre a subdución nunha escala enorme, reciclando completamente a cortiza.

Os cráteres venusianos van dende os 3 ata os 280 km de diámetro. Non hai cráteres menores de 3 km debido aos efectos da densa atmosfera sobre os obxectos que a penetran. Os obxectos con menos dunha certa enerxía cinética son freados ata un nivel que non crean un cráter cando impactan. Os proxectís de menos de 50 metros de diámetro fragméntanse e arden na atmosfera antes de acadar o chan.

Estrutura interna

Sen datos sísmicos ou coñecemento do seu momento de inercia, hai pouca información directa dispoñible sobre a estrutura interna e a xeoquímica de Venus. A semellanza en tamaño e densidade coa Terra suxire que comparten unha estrutura interna parella: núcleo, manto e cortiza. Ao igual que a Terra, o núcleo venusiano é parcialmente líquido porque os dous planetas arrefriaron máis ou menos ao mesmo ritmo, aínda que non se pode descartar un núcleo completamente sólido. O tamaño lixeiramente menor de Venus e a súa menor gravidade suxiren que as presións son significativamente menores no interior da parte sólida que a profundidade semellante na Terra. A principal diferenza entre os dous planetas é a falta de evidencia de placas tectónicas en Venus, posiblemente debido a que a súa cortiza é demasiado grosa para subducir, e tampouco ten auga para facela menos viscosa. Isto leva a unha menor perda de calor do planeta, evitando o arrefriamento e proporcionando unha probable explicación á falta dun campo magnético xerado internamente. Porén, Venus pode perder a súa calor interna en grandes eventos periódicos de revestimento.

Atmosfera e clima

 

Na luz visible, Venus é unha esfera case sen trazos e incolora cunha cuberta de nubes uniforme

 

Estrutura das nubes da atmosfera venusiana na banda ultravioleta.

Venus ten unha atmosfera moi densa, formada principalmente por dióxido de carbono, un 3,5% de nitróxeno (ambos existen como fluídos supercríticos na superficie do planeta) e restos doutros gases, incluído o dióxido de xofre. A masa atmosférica é 93 veces a da atmosfera terrestre, mentres que a presión na súa superficie é unhas 92 veces a da Terra (unha presión equivalente á de estar a 1 km de profundidade no océano). A densidade na superficie é de 65 kg/m³, 6,5% da da auga ou 50 veces máis densa que a atmosfera terrestre ao nivel do mar a 293 K (20 °C; 68 °F). A atmosfera rica en CO₂, xunto con espesas nubes de dióxido de xufre, xeran o maior efecto invernadoiro do Sistema Solar, tendo temperaturas na superficie deata 500 °C. Isto fai a superficie de Venus máis quente que a de Mercurio, que ten unha temperatura superficial mínima de −220 °C e unha máxima de 420 °C, a pesar de que Venus está case ao dobre de distancia do Sol e polo tanto recibe só o 25% da irradiación solar relativa de Mercurio. A superficie de Venus adoita describirse como infernal. Debido ao seu efecto invernadoiro desbocado, científicos como Carl Sagan identificaron Venus como un obxecto de alerta e investigación vinculado ao cambio climático na Terra.

Algúns estudos suxeriron que hai milleiros de millóns de anos a atmosfera venusiana era máis semellante á da Terra do que é, e que debía ter cantidades substanciais de auga líquida na superficie, pero, tras un período de entre 600 millóns e varios milleiros de millóns de anos, un desmedido efecto invernadoiro foi a causa da evaporación de toda a auga da superficie, xerando un nivel crítico de gases invernadoiros na súa atmosfera. Aínda que as condicións na superficie do planeta non son en absoluto hospitalarias para calquera tipo de vida terrestre aparecida antes dese evento, non pode ser excluída a posibilidade de que exista un nicho habitable nas capas de nubes superiores de Venus, a 50 km da superficie, onde se a temperatura oscila entre os 30 e os 80 °C pero o ambiente é ácido.

A inercia térmica e a transferencia de calor por ventos na atmosfera inferior fan que a temperatura da superficie de Venus non varíe significativamente entre a cara nocturna e a diúrna, a pesar da lenta rotación do planeta. Os ventos na superficie son lentos, movéndose a uns poucos quilómetros por hora pero, debido á alta densidade da atmosfera na superficie, exercen unha forza significativa contra as obstrucións, e transportan po e pequenas pedras a través da superficie. Isto, por si só, podería facerlle difícil a un humano camiñar, mesmo se a calor, a presión ou a falta de osíxeno non fosen un problema.

Por riba da densa capa de CO₂ hai espesas nuber formadas principalmente por dióxido de xofre e pingas de ácido sulfúrico. Esas nubes reflicten e dispersan ao redor do 90% da luz solar que cae nelas devolvéndoas ao espazo, e evitando a observación da superficie venusiana. A cobertura permanente de nubes fai que, aínda que Venus está máis preto do Sol que a Terra, a súa superficie non estea tan ben iluminada. Fortes ventos de 300 km/h na parte superior das nubes rodean o planeta cada catro ou cinco días terrestres. Os rápidos ventos venusianos e a lenta rotación do planeta fan que a relación entre ambos sexa de ata 60 unidades, mentres que os ventos máis rápidos da Terra son só do 10–20% da velocidade de rotación terrestre (0,1-0,2 unidades).

A superficie de Venus é abondo isotérmica; ten unha temperatura case constante non só entre o día e a noite senón tamén entre o ecuador e os polos. A oblicuidade da elíptica do planeta é menos dos 3°, comparados cos 23° da Terra, o que tamén minimiza a variación de temperatura estacional. A única variación apreciable da temperatura ocorre coa altitude. En 1995, a sonda Magalláns fotografou unha substancia altamente reflectiva na cima das montañas máis altas que tiña un gran parecido á neve terrestre. Esta substancia podería dicirse que se forma dun proceso semellante ao da neve, aínda que a unha temperatura moito máis alta. Demasiado volátil como para condensarse na superficie, elévase en forma de gas para arrefriarse en elevacións máis altas, onde cae en forma de precipitación. Non se coñece con certeza a identidade desa substancia, pero as especulacións van dende que pode ser teluro elemental ata galena.

As nubes de Venus son capaces de producir lóstregos igual que as da Terra. A existencia de lóstregos ten sido motivo de controversia dende que foron detectados os primeiros tronos polas sondas soviéticas Venera. En 2006–07 a Venus Express detectou claramente ondas modo whistler, a sinatura do lóstrego. A súa aparición intermitente indica un patrón asociado coa actividade meteorolóxica. A taxa de lóstregos é polo menos a metade que a da Terra. No ano 2007 a sonda Venus Express descubriu que existía un enorme vórtice dobre atmosférico no polo sur do planeta.

Outro descubrimento realizado pola Venus Express en 2011 é que existe unha capa de ozono na atmosfera superior de Venus.

O 29 de xaneiro de 2013 científicos da ESA informaron de que a ionosfera do planeta ten correntes cara ao exterior semellantes á cola iónica dun cometa en condicións parecidas.

Campo magnético e núcleo

En 1967 a Venera 4 descubriu que o campo magnético de Venus era moito máis débil que o da Terra. Este campo magnético é inducido por unha interacción entre a ionosfera e o vento solar, en vez de por unha dínamo interna no núcleo como a do interior terrestre. A pequena magnetosfera inducida de Venus protexe dun xeito insignificante a atmosfera contra a radiación cósmica. Esta radiación pode dar lugar a descargas de lóstregos de nube a nube.

A falta dun campo magnético intrínseco en Venus era sorprendente debido ao seu tamaño semellante ao da Terra, e agardábase tamén que contese unha dínamo no seu núcleo. Unha dínamo require tres cousas: un líquido condutor, rotación e convección. Pénsase que o núcleo é electricamente condutor e, aínda que se pensa que a súa rotación é demasiado lenta, as simulacións amosan que é axeitada para producir unha dínamo. Isto implica que a dínamo non existe debida á falta de convección no núcleo venusiano. Na Terra, a convección ocorre na capa líquida exterior do núcleo debido a que a capa líquida inferior está moito máis quente. En Venus, un evento de rexuvenecemento global puido ter pechado a tectónica de placas e reducido o fluxo de calor a través da cortiza. Isto causou que a temperatura do manto aumentase, reducindo así o fluxo de calor fóra do núcleo. Como resultado, non hai unha xeodinámica interna para conducir un campo magnético. No seu lugar, a enerxía calorífica do núcleo úsase para requentar a codia.

Unha posibilidade é que Venus non teña un núcleo interior sólido, ou que o seu núcleo non estea na actualidade arrefriándose, polo que toda a parte líquida do núcleo está aproximadamente á mesma temperatura. Outra posibilidade é que o seu núcleo estea xa completamente solidificado. O estado do núcleo depende moito da concentración de xofre, a cal é descoñecida na actualidade.

A débil magnetosfera ao redor de Venus fai que os ventos solares interaccionen directamente coa atmosfera superior do planeta. Alí, son creados ións de hidróxeno e osíxeno pola disociación de moléculas neutrais da radiación ultravioleta. O vento solar proporciona enerxía que lle dá a algún deses ións a suficiente velocidade para escapar do campo gravitatorio do planeta. Ese proceso de erosión leva a unha perda constante de ións de hidróxeno, helio e osíxeno, mentres que moléculas de maior masa, como o dióxido de carbono, son máis propensas a ser retidas. A erosión atmosférica por vento solar probablemente levou á perda da meirande parte da auga do planeta durante os primeiros mil millóns de anos despois da súa formación. Con todo, o planeta pudo conservar un efecto dinamo durante os seus primeiros 2.000 ou 3.000 millóns de anos, polo que a perda de auga pudo producirse máis recentemente. A erosión aumentou 100 veces a proporción de deuterio de maior masa e de hidróxeno de menor masa na atmosfera en comparación co resto do sistema solar.

 

Venus orbita ao redor do Sol a unha distancia media dunhas 0,72 UA (108 millóns de km ), e completa unha órbita cada 224,7 días. Aínda que todas as órbitas planetarias son elípticas, a órbita de Venus é actualmente a máis próxima o círculo, cunha excentricidade inferior a 0,01. As simulacións da dinámica orbital do sistema solar primitivo demostraron que a excentricidade da órbita de Venus puido ser substancialmente maior no pasado, alcanzando valores de ata 0,31 e posiblemente influíndo na evolución temperá do clima.

 

Todos os planetas do sistema solar orbitan ao redor do Sol en sentido antihorario visto desde o polo norte da Terra. A maioría dos planetas viran sobre os seus eixos no sentido contrario ás agullas do reloxo, pero Venus xira no sentido das agullas do reloxo en rotación retrógrada unha vez cada 243 días terrestres, sendo esta a rotación máis lenta de todos os planetas. Este día sideral venusino dura, por tanto, máis que un ano venusino (243 fronte a 224,7 días terrestres). A duración do día, retardada pola súa forte corrente atmosférica, tamén fluctúa en ata 20 minutos. O ecuador de Venus xira a 6,52 km/h, mentres que o da Terra xira a 1674.4 km/h., producindo 465.1011 m/s 1674,364 km/h. A cifra incorrecta de 1669,8 km/h obtense dividindo a circunferencia ecuatorial da Terra por 24 h. Pero a velocidade correcta debe ser relativa ao espazo inercial, polo que o día estelar de {val s/3600 {val h}} (23 h 56 m 4,0989 s). Así 2π(6378.137 km)/23.934472 h = 1674.364 km/h. O período de rotación de Venus medido cos datos da nave espacial Magallanes durante un período de 500 días é menor que o período de rotación medido durante o período de 16 anos entre as visitas da nave espacial Magallanes e Venus Express, cunha diferenza duns 6,5 minutos. Debido á rotación retrógrada, a duración dun día solar en Venus é significativamente menor que o día sideral, con 116. 75 días terrestres (o que fai que o día solar venusino sexa máis curto que os 176 días terrestres de Mercurio; a cifra de 116 días aproxímase ao número medio de días que tarda Mercurio en deslizarse por baixo da Terra na súa órbita). Un ano venusino equivale aproximadamente a 1,92 días solares venusinos. Para un observador na superficie de Venus, o Sol sairía polo oeste e poñeríase polo leste, aínda que as nubes opacas de Venus impiden observar o Sol desde a superficie do planeta.

Venus pudo formarse a partir da nebulosa solar cun período de rotación e unha oblicuidade diferentes, alcanzando o seu estado actual debido aos cambios caóticos de xiro causados polas perturbacións planetarias e os efectos das mareas sobre a súa densa atmosfera, un cambio que se produciu no transcurso de miles de millóns de anos. O período de rotación de Venus pode representar un estado de equilibrio entre o bloqueo de marea á gravitación do Sol, que tende a retardar a rotación, e unha marea atmosférica creada polo quecemento solar da densa atmosfera venusiana. O intervalo medio de 584 días entre aproximacións sucesivas á Terra é case exactamente igual a 5 días solares venusianos (5,001444 para ser precisos), pero descartouse a hipótese dunha resonancia spin-órbita coa Terra.

Polo feito de ser ou á última estrela visible no mencer ou de aparecer como a primeira estrela no solpor, en galego recibe popularmente os nomes de:

• estrela da alba, estrela da mañá, estrela do día, estrela panadeira, luceiro da alba, luceiro de amanexo, luceiro do día, luceiro da madrugada, luceiro da mañá, luceiro da mañán, luceiro rabiño.
• estrela da fortuna, estrela da tarde, estrela do luceiro, luceiro de asexo, luceiro da tarde, luceiro de media noite.

Tamén se coñece, en ámbolos casos, como luceiro ou estreliña do luceiro.

Cantigueiro

• ¡Ai, luceiriño galano, / que desde alá enriba ves todo,/ mírame si a miña nena/ fala ou non fala con outros.
• Estreliña mariñeira,/ compañeiriña da lúa,/ alúmbrame a min, amante,/ que vou pola rúa escura .
• Estreliña mariñeira,/ compañeiriña da lúa,/ o día que te non vexo/ non vexo cousa ningunha .
• Estreliña mariñeira,/ onde te-lo teu descanso?/ Teño á beira do mar/ ou no fondo dun barranco
• Púxenme a contar estrelas/ e botalas no sombreiro;/ mais non lle puiden dar conto/ hastra que veu o luceiro.

•  
  Vista tridimensional da superficie de Venus.
•  
  Tránsito de Venus por diante do sol.
•  
  Vista do globo de Venus.
•  
  Comparación do tamaño de Venus e da Terra.

Referencias

Bibliografía

• LORENZO FERNÁNDEZ, Xaquín: Cantigueiro popular da Limia Baixa, Galaxia, Vigo 1973.
• Arnett, Bill. Venus The Nine Planets, A Multimedia Tour of the Solar System, 2005. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Cattermole, Peter & Moore, Patrick. Atlas of Venus. Cambridge University Press. ISBN 0-521-49652-7.
• Agencia Espacial Europea. Venus Express, 2005. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Goettel, K. A.; Shields, J. A. & Decker, D. A. (1981). «La Densidad limita la composición de Venus».
• Grayzeck, Ed. Venus Fact Sheet. NASA, 2004. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Mallama, A. (1996). "Schroeter's Effect and the twilight model for Venus". Journal of the British Astronomical Association 106 (1). p. 16-18. Disponible en línea. 
• Mitchell, Don P. The Soviet Exploration of Venus, 2004. Consultado el 20 de setembro de 2005.
• Vienna University of Technology. Venus Three-Dimensional Views. A Trip Into Space, 2004. Consultado el 20 de setembro de 2005.

Lecturas adicionais

• Barsukov, V. et al. Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics - Research Results from the USSR. University of Arizona Press, Tucson, 1992. ISBN 0-8165-1222-1.
• Bougher, S. et al. Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0-8165-1830-0.
• Burgess, E. Venus, An Errant Twin. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 0-231-05856-X.
• Cattermole, P. Venus, The Geological Story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0-8018-4787-7.
• Fimmel, R. et al. Pioneer Venus. NASA SP-461, Washington, D.C., 1983. ASIN B0006ECHAQ.
• Ford, J. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993 (en línea). ASIN B00010J5UA.
• Grinspoon, D. Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0-201-32839-9.
• Hunten, D. et al. Venus. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0-8165-0788-0.
• Magellan at Venus. Reimpresión de Journal of Geophysical Research, Vol. 97, n.º E8 y E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992.
• Marov & Grinspoon. The Planet Venus. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0-300-04975-7.
• Pioneer Venus Special Issue. Journal of Geophysical Research, Vol. 85, diciembre de 1980.
• Roth, L. y Wall S. The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY.
• Carl Sagan. The Planet Venus, Brooklyn, Nueva York, Estados Unidos, 1961.

Outros artigos

Ligazóns externas

• Misións a Venus e Catálogo de imaxes no National Space Science Data Center
• Soviet Exploración de Venus e Catálogo de imaxes en Mentallandscape.com
• Catálogo de imaxes das misións Venera
• Páxina de Venus en The Nine Planets
• Transitos de Venus en NASA.gov
• Geody Venus, un buscador de características de superficie
• Simulación interactiva da gravidade en 3D do pentagrama que traza a órbita de Venus cando a Terra se mantén fixa no centro do sistema de coordenadas