O segundo planeta do Sol, Vênus é a luminária mais brilhante do Sistema Solar depois do Sol e da Lua. A magnitude máxima do planeta é 4,4. Ao observar através de um telescópio, é claramente visível que o planeta muda de fase, assim como a Lua. A órbita quase circular de Vênus está dentro da órbita da Terra. O ângulo máximo de distância do planeta à nossa estrela chega a 48°, e nessas posições Vênus pode ser visível cerca de 3 horas antes do nascer do sol ou após o pôr do sol.

Em alguns anos, podem ser observados trânsitos do planeta através do disco solar.

Vênus gira em torno de seu eixo, inclinado em relação ao plano orbital em 2°, de oeste para leste, ou seja, na direção oposta à maioria dos planetas.

A atmosfera nublada de Vênus consiste principalmente de dióxido de carbono de alta densidade, o que torna difícil ver a superfície do planeta. Somente com a ajuda de medições de radar os cientistas conseguiram “ver” a topografia do planeta, coberto por centenas de milhares de montanhas, desfiladeiros e crateras vulcânicas. Alguns dos vulcões atingem uma altura de 3 km; seu diâmetro é de cerca de 500 km. Alguns cientistas acreditam que ainda existe atividade vulcânica no planeta. No entanto, nenhuma confirmação disso foi encontrada.

Devido à semelhança de Vênus e da Terra, os cientistas presumem que antigamente havia oceanos, como no nosso planeta. No entanto, eles poderiam evaporar completamente devido ao forte aquecimento da superfície do planeta.

A densidade da atmosfera de Vênus é 1/14 da densidade da água. Portanto, a pressão na superfície do planeta é muito alta – cerca de 93 atmosferas. Os cálculos mostram que em Vénus quase toda a atmosfera está envolvida num único movimento, formando um furacão gigante que sopra a uma velocidade de cerca de 130 m/s no nível superior das nuvens.

A densa atmosfera de Vênus se estende até uma altitude de 250 km. A temperatura da superfície chega a quase 500 graus Celsius devido ao forte efeito estufa.

Na mitologia romana antiga, Vênus é a deusa do amor e da beleza. Nos mitos da Grécia Antiga, Vênus é chamada de Afrodite.

Explorando Vênus

Nome latino: Vênus
Símbolo: deusa do amor e da beleza
Raio médio: 6.052 km (7º lugar)
Peso: 48,685 x 1023 kg (7º lugar)
Densidade: 5,204 g/cm3
Aceleração de S. queda: 8,87 m/s2
Período de revolução em torno do Sol: 225 dias terrestres
Velocidade orbital: 35,0 km/s
Duração do dia: 243 dias terrestres
Diâmetro orbital: 1.446 UA. e.
Inclinação orbital: 3,39°
Campo magnético: não
Satélites: não
Atmosfera: dióxido de carbono (96,5%)

Mais de 20 espaçonaves visitaram Vênus e seus arredores, começando com a Mariner 2 em 1962. A Venera 9 foi a primeira espaçonave a pousar suavemente na superfície do planeta em 1975. A nave americana Pioneer-Venus tornou possível obter a primeira alta qualidade mapa da superfície do planeta em 1978. O Magellan, lançado em 1989, teve mais sucesso que outros.Com este aparelho foi possível obter imagens detalhadas de 98% da superfície do planeta.

E, finalmente, a espaçonave Venus Express, lançada em outubro de 2005, começou a operar em órbita ao redor do planeta em maio de 2006.

As fases de Vênus foram descobertas pela primeira vez por G. Galilei e em 1610. A passagem de Vênus pelo disco do Sol em 4 de dezembro de 1639 foi observada pela primeira vez pelo astrônomo inglês Jeremiah Horrocks (1619-1641).

Em 1761, ocorreu o próximo trânsito de Vênus pelo disco solar. Foi possível esclarecer a distância da Terra ao Sol por meio de um método desenvolvido pelo astrônomo inglês E. Halley. No entanto, isso exigiu observações deste fenômeno em todo o mundo.

Na Rússia, as observações de Vênus foram organizadas por M. V. Lomonosov. Ele abordou o Senado com uma proposta, onde justificou a necessidade de equipar uma expedição para pesquisas astronômicas na Sibéria. Ao observar o “fenômeno de Vênus no Sol” em 6 de junho de 1761, MV Lomonosov notou que quando Vênus “tocou” o disco do Sol, a forma do disco do planeta no ponto de contato foi curvada. Ao mesmo tempo, uma “parte leve e fina do sol” apareceu, separando os corpos celestes. Este fenômeno só poderia ser explicado pela refração dos raios solares na atmosfera do planeta.

Em 1990, durante o vôo da espaçonave Galileo passando por Vênus, a superfície do planeta foi fotografada com um espectrômetro infravermelho. Foram descobertas “janelas transparentes” através das quais a superfície do planeta é visível.

Vênus é o segundo planeta do sistema solar a partir do Sol, em homenagem à deusa romana do amor. Este é um dos objetos mais brilhantes da esfera celeste, a “estrela da manhã”, que aparece no céu ao amanhecer e ao pôr do sol. Vênus é semelhante à Terra em muitos aspectos, mas não é tão amigável quanto parece à distância. As condições nele são completamente inadequadas para o surgimento da vida. A superfície do planeta está escondida de nós por uma atmosfera de dióxido de carbono e nuvens de ácido sulfúrico, criando um forte efeito estufa. A opacidade das nuvens não permite estudar Vênus em detalhes, por isso ainda continua sendo um dos planetas mais misteriosos para nós.

uma breve descrição de

Vénus orbita o Sol a uma distância de 108 milhões de km, e este valor é quase constante, uma vez que a órbita do planeta é quase perfeitamente circular. Ao mesmo tempo, a distância à Terra muda significativamente - de 38 para 261 milhões de km. O raio de Vênus é em média 6.052 km, densidade - 5,24 g/cm³ (mais denso que a da Terra). A massa é igual a 82% da massa da Terra - 5·10 24 kg. A aceleração da queda livre também é próxima da da Terra – 8,87 m/s². Vénus não tem satélites, mas até ao século XVIII foram feitas repetidas tentativas para os encontrar, sem sucesso.

O planeta completa um círculo completo em sua órbita em 225 dias, e os dias em Vênus são os mais longos de todo o sistema solar: duram até 243 dias, mais que o ano venusiano. Vênus se move em órbita a uma velocidade de 35 km/s. A inclinação da órbita em relação ao plano da eclíptica é bastante significativa - 3,4 graus. O eixo de rotação é quase perpendicular ao plano orbital, devido ao qual os hemisférios norte e sul são iluminados pelo Sol quase igualmente, e não há mudança de estações no planeta. Outra característica de Vênus é que as direções de sua rotação e circulação não coincidem, ao contrário de outros planetas. Supõe-se que isso se deva a uma poderosa colisão com um grande corpo celeste, que alterou a orientação do eixo de rotação.

Vênus é classificado como planeta terrestre e também é chamado de irmão da Terra devido à sua semelhança em tamanho, massa e composição. Mas as condições em Vênus dificilmente podem ser chamadas de semelhantes às da Terra. A sua atmosfera, composta principalmente por dióxido de carbono, é a mais densa de qualquer planeta do seu tipo. A pressão atmosférica é 92 vezes maior que a da Terra. A superfície está envolta em espessas nuvens de ácido sulfúrico. São opacos à radiação visível, mesmo de satélites artificiais, o que durante muito tempo dificultou a visualização do que havia por baixo deles. Somente os métodos de radar permitiram pela primeira vez estudar a topografia do planeta, já que as nuvens venusianas se revelaram transparentes às ondas de rádio. Verificou-se que existem muitos vestígios de atividade vulcânica na superfície de Vénus, mas não foram encontrados vulcões ativos. Existem muito poucas crateras, o que indica a “juventude” do planeta: sua idade é de cerca de 500 milhões de anos.

Educação

Vênus, em suas condições e características de movimento, é muito diferente de outros planetas do sistema solar. E ainda é impossível responder à questão de qual o motivo de tal singularidade. Em primeiro lugar, é o resultado da evolução natural ou de processos geoquímicos causados ​​pela proximidade do Sol.

De acordo com uma única hipótese sobre a origem dos planetas do nosso sistema, todos eles surgiram de uma nebulosa protoplanetária gigante. Graças a isso, a composição de todas as atmosferas foi a mesma por muito tempo. Depois de algum tempo, apenas os planetas gigantes frios conseguiram reter os elementos mais comuns - hidrogênio e hélio. Dos planetas mais próximos do Sol, essas substâncias foram na verdade “explodidas” para o espaço sideral e incluíam elementos mais pesados ​​– metais, óxidos e sulfetos. As atmosferas planetárias foram formadas principalmente pela atividade vulcânica, e sua composição inicial dependia da composição dos gases vulcânicos nas profundezas.

Atmosfera

Vénus tem uma atmosfera muito poderosa que esconde a sua superfície da observação direta. A maior parte consiste em dióxido de carbono (96%), 3% é nitrogênio e outras substâncias - argônio, vapor d'água e outras - ainda menos. Além disso, nuvens de ácido sulfúrico estão presentes em grandes volumes na atmosfera, e são elas que a tornam opaca à luz visível, mas a radiação infravermelha, de micro-ondas e de rádio passam por elas. A atmosfera de Vênus é 90 vezes mais massiva que a da Terra e também muito mais quente - sua temperatura é de 740 K. A razão desse aquecimento (mais do que na superfície de Mercúrio, que está mais perto do Sol) está no efeito estufa decorrente da alta densidade do dióxido de carbono - principal componente da atmosfera. A altura da atmosfera venusiana é de cerca de 250-350 km.

A atmosfera de Vênus circula constantemente e gira muito rapidamente. Seu período de rotação é muitas vezes menor que o do próprio planeta - apenas 4 dias. A velocidade do vento também é enorme – cerca de 100 m/s nas camadas superiores, o que é muito maior do que na Terra. No entanto, em baixas altitudes o movimento do vento enfraquece significativamente e atinge apenas cerca de 1 m/s. Anticiclones poderosos – vórtices polares em forma de S – são formados nos pólos do planeta.

Tal como a da Terra, a atmosfera de Vénus consiste em várias camadas. A camada inferior - a troposfera - é a mais densa (99% da massa total da atmosfera) e se estende a uma altitude média de 65 km. Devido à alta temperatura superficial, a parte inferior desta camada é a mais quente da atmosfera. A velocidade do vento aqui também é baixa, mas com o aumento da altitude aumenta, e a temperatura e a pressão diminuem, e a uma altitude de cerca de 50 km já se aproximam dos valores terrestres. É na troposfera que se observa a maior circulação de nuvens e ventos, e se observam fenômenos climáticos - redemoinhos, furacões que avançam em grande velocidade e até relâmpagos, que atingem aqui duas vezes mais que na Terra.

Entre a troposfera e a próxima camada - a mesosfera - existe uma fronteira tênue - a tropopausa. Aqui as condições são mais semelhantes às da superfície terrestre: as temperaturas variam entre 20 e 37 °C e a pressão é aproximadamente a mesma que ao nível do mar.

A mesosfera ocupa altitudes de 65 a 120 km. Sua parte inferior tem uma temperatura quase constante de 230 K. A uma altitude de cerca de 73 km, começa a camada de nuvens, e aqui a temperatura da mesosfera diminui gradualmente com a altitude para 165 K. Aproximadamente a uma altitude de 95 km, a mesopausa começa, e aqui a atmosfera começa novamente a aquecer até valores da ordem de 300-400 K. A temperatura é a mesma para a termosfera situada acima, estendendo-se até os limites superiores da atmosfera. É importante notar que, dependendo da iluminação da superfície do planeta pelo Sol, as temperaturas das camadas diurnas e noturnas diferem significativamente: por exemplo, os valores diurnos para a termosfera são cerca de 300 K, e os valores noturnos ​​são apenas cerca de 100 K. Além disso, Vênus também tem uma ionosfera estendida em altitudes de 100 a 300 km.

A uma altitude de 100 km na atmosfera de Vênus existe uma camada de ozônio. O mecanismo de sua formação é semelhante ao da Terra.

Vênus não possui campo magnético próprio, mas existe uma magnetosfera induzida formada por fluxos de partículas ionizadas do vento solar, trazendo consigo o campo magnético da estrela, congelado na matéria coronal. As linhas de força do campo magnético induzido parecem fluir ao redor do planeta. Mas devido à ausência de campo próprio, o vento solar penetra livremente em sua atmosfera, provocando seu escoamento pela cauda magnetosférica.

A atmosfera densa e opaca praticamente não permite que a luz solar chegue à superfície de Vênus, por isso sua iluminação é muito baixa.

Estrutura

Fotografia de uma nave espacial interplanetária

Informações sobre a topografia e estrutura interna de Vênus tornaram-se disponíveis há relativamente pouco tempo, graças ao desenvolvimento do radar. As imagens de rádio do planeta permitiram criar um mapa de sua superfície. Sabe-se que mais de 80% da superfície está preenchida com lava basáltica, e isso sugere que o relevo moderno de Vênus foi formado principalmente por erupções vulcânicas. Na verdade, existem muitos vulcões na superfície do planeta, especialmente os pequenos, com um diâmetro de cerca de 20 quilómetros e uma altura de 1,5 km. É impossível dizer neste momento se algum deles está ativo. Existem muito menos crateras em Vênus do que em outros planetas terrestres, uma vez que a atmosfera densa impede a maioria dos corpos celestes de penetrá-la. Além disso, a espaçonave descobriu colinas de até 11 km de altura na superfície de Vênus, ocupando cerca de 10% da área total.

Um modelo unificado da estrutura interna de Vênus não foi desenvolvido até hoje. De acordo com o mais provável, o planeta consiste em uma crosta fina (cerca de 15 km), um manto com mais de 3.000 km de espessura e um enorme núcleo de ferro-níquel no centro. A ausência de campo magnético em Vênus pode ser explicada pela ausência de partículas carregadas em movimento no núcleo. Isto significa que o núcleo do planeta é sólido porque não há movimento de matéria dentro dele.

Observação

Como Vênus é o planeta mais próximo da Terra e, portanto, o mais visível no céu, observá-lo não será difícil. É visível a olho nu mesmo durante o dia, mas à noite ou ao anoitecer, Vênus aparece aos olhos como a “estrela” mais brilhante da esfera celeste com uma magnitude de -4,4. eu. Graças a esse brilho impressionante, o planeta pode ser observado através de um telescópio mesmo durante o dia.

Tal como Mercúrio, Vénus não se afasta muito do Sol. O ângulo máximo de sua deflexão é de 47°. É mais conveniente observá-lo pouco antes do nascer do sol ou imediatamente após o pôr do sol, quando o Sol ainda está abaixo do horizonte e não interfere na observação com sua luz brilhante, e o céu ainda não está escuro o suficiente para que o planeta brilhe muito intensamente. Como os detalhes do disco de Vênus são sutis nas observações, é necessário usar um telescópio de alta qualidade. E mesmo nele, provavelmente, há apenas um círculo acinzentado sem detalhes. Porém, em boas condições e equipamentos de alta qualidade, às vezes ainda é possível ver formas escuras e bizarras e manchas brancas formadas por nuvens atmosféricas. Os binóculos são úteis apenas para procurar Vênus no céu e suas observações mais simples.

A atmosfera de Vênus foi descoberta por M.V. Lomonosov durante sua passagem pelo disco solar em 1761.

Vênus, como a Lua e Mercúrio, tem fases. Isso se explica pelo fato de sua órbita estar mais próxima do Sol do que a da Terra e, portanto, quando o planeta está entre a Terra e o Sol, apenas parte de seu disco é visível.

A zona da tropopausa na atmosfera de Vênus, devido às condições semelhantes às da Terra, está sendo considerada para ali instalar estações de pesquisa e até mesmo para colonização.

Vênus não possui satélites, mas durante muito tempo existiu a hipótese segundo a qual antes era Mercúrio, mas devido a alguma influência catastrófica externa deixou seu campo gravitacional e tornou-se um planeta independente. Além disso, Vênus possui um quase satélite - um asteróide cuja órbita ao redor do Sol é tal que não escapa da influência do planeta por muito tempo.

Em junho de 2012, ocorreu a última passagem de Vênus pelo disco solar neste século, totalmente observada no Oceano Pacífico e em quase toda a Rússia. A última passagem foi observada em 2004, e as anteriores - no século XIX.

Devido às muitas semelhanças com o nosso planeta, a vida em Vênus foi considerada possível por muito tempo. Mas desde que se tornou conhecido a composição de sua atmosfera, o efeito estufa e outras condições climáticas, é óbvio que tal vida terrestre neste planeta é impossível.

Vênus é um dos candidatos à terraformação - alterando o clima, a temperatura e outras condições do planeta para torná-lo adequado para a vida nos organismos da Terra. Em primeiro lugar, isso exigirá o fornecimento de uma quantidade suficiente de água a Vênus para iniciar o processo de fotossíntese. Também é necessário diminuir significativamente a temperatura na superfície. Para isso, é necessário anular o efeito estufa convertendo o dióxido de carbono em oxigênio, o que poderia ser feito pelas cianobactérias, que precisariam ser dispersas na atmosfera.

Vênus– o segundo planeta do sistema solar: massa, tamanho, distância do Sol e dos planetas, órbita, composição, temperatura, fatos interessantes, história da pesquisa.

Vênus é o segundo planeta a partir do Sol e o planeta mais quente do sistema solar. Para os povos antigos, Vênus era uma companheira constante. É uma estrela vespertina e a vizinha mais brilhante observada há milhares de anos após o reconhecimento de sua natureza planetária. É por isso que aparece na mitologia e foi notado em muitas culturas e povos. A cada século, o interesse aumentava e essas observações ajudaram a compreender a estrutura do nosso sistema. Antes de começar a descrição e características, descubra fatos interessantes sobre Vênus.

Fatos interessantes sobre o planeta Vênus

Um dia dura mais que um ano

• O eixo de rotação (dia sideral) leva 243 dias e o caminho orbital se estende por 225 dias. Um dia ensolarado dura 117 dias.

Gira na direção oposta

• Vênus pode estar retrógrado, o que significa que gira na direção oposta. Talvez tenha havido uma colisão com um grande asteróide no passado. Também se distingue pela ausência de satélites.

Segundo em brilho no céu

• Para um observador terrestre, apenas a Lua é mais brilhante que Vênus. Com magnitude de -3,8 a -4,6, o planeta é tão brilhante que aparece periodicamente no meio do dia.

A pressão atmosférica é 92 vezes maior que a da Terra

• Embora tenham tamanhos semelhantes, a superfície de Vênus não tem tantas crateras, pois a espessa atmosfera apaga os asteróides que chegam. A pressão na sua superfície é comparável à sentida em grandes profundidades.

Vênus - irmã terrena

• A diferença em seus diâmetros é de 638 km, e a massa de Vênus chega a 81,5% da massa da Terra. Eles também convergem em estrutura.

Chamada de Estrela da Manhã e da Tarde

• Os povos antigos acreditavam que havia dois objetos diferentes à sua frente: Lúcifer e Vésperas (entre os romanos). O fato é que sua órbita ultrapassa a da Terra e o planeta aparece à noite ou durante o dia. Foi descrito em detalhes pelos maias em 650 AC.

O planeta mais quente

• A temperatura do planeta sobe para 462°C. Vênus não tem uma inclinação axial notável, portanto carece de sazonalidade. A densa camada atmosférica é representada por dióxido de carbono (96,5%) e retém calor, criando um efeito estufa.

Estudo concluído em 2015

• Em 2006, a espaçonave Venus Express foi enviada ao planeta e entrou em sua órbita. A missão inicialmente durou 500 dias, mas foi posteriormente estendida até 2015. Ele conseguiu encontrar mais de mil vulcões e centros vulcânicos com 20 km de extensão.

A primeira missão pertenceu à URSS

• Em 1961, a sonda soviética Venera 1 partiu para Vênus, mas o contato foi rapidamente interrompido. A mesma coisa aconteceu com o American Mariner 1. Em 1966, a URSS conseguiu abaixar o primeiro aparelho (Venera-3). Isso ajudou a ver a superfície escondida atrás da densa névoa ácida. A pesquisa progrediu com o advento do mapeamento radiográfico na década de 1960. Acredita-se que no passado o planeta teve oceanos que evaporaram devido ao aumento das temperaturas.

Tamanho, massa e órbita do planeta Vênus

Existem muitas semelhanças entre Vênus e a Terra, razão pela qual a vizinha é frequentemente chamada de irmã da Terra. Em massa - 4,8866 x 10 24 kg (81,5% da terra), área de superfície - 4,60 x 10 8 km 2 (90%) e volume - 9,28 x 10 11 km 3 (86,6%).

A distância do Sol a Vênus chega a 0,72 UA. e. (108 milhões de km), e o mundo está praticamente desprovido de excentricidade. Seu afélio atinge 108.939.000 km, e seu periélio atinge 107.477.000 km. Portanto, podemos considerar que este é o caminho orbital mais circular de todos os planetas. A foto inferior demonstra com sucesso uma comparação dos tamanhos de Vênus e da Terra.

Quando Vênus está localizado entre nós e o Sol, ele se aproxima da Terra mais próximo de todos os planetas - 41 milhões de km. Isso acontece uma vez a cada 584 dias. O caminho orbital leva 224,65 dias (61,5% do da Terra).

Equatorial	6.051,5 quilômetros
Raio médio	6.051,8 quilômetros
Área de superfície	4,60 10 8 km²
Volume	9,38 10 11 km³
Peso	4,86 10 24kg
Densidade média	5,24g/cm³
Aceleração livre cai no equador	8,87 m/s² 0,904g
Primeira velocidade de escape	7,328 km/s
Segunda velocidade de escape	10,363 km/s
Velocidade equatorial rotação	6,52 km/h
Período de rotação	243,02 dias
Inclinação do eixo	177,36°
Ascensão certa Polo Norte	18h 11min 2s 272,76°
Declinação norte	67,16°
Albedo	0,65
Estelar visível magnitude	−4,7
Diâmetro angular	9.7"–66.0"

Vênus não é um planeta muito comum e se destaca para muitos. Se quase todos os planetas em ordem no sistema solar giram no sentido anti-horário, então Vênus gira no sentido horário. Além disso, o processo ocorre lentamente e um de seus dias abrange 243 dias terrestres. Acontece que o dia sideral é mais longo que o ano planetário.

Composição e superfície do planeta Vênus

Acredita-se que a estrutura interna se assemelhe à da Terra com núcleo, manto e crosta. O núcleo deve ser pelo menos parcialmente líquido porque ambos os planetas esfriaram quase simultaneamente.

Mas as placas tectônicas falam das diferenças. A crosta de Vênus é muito forte, o que levou a uma diminuição na perda de calor. Este pode ter sido o motivo da falta de campo magnético interno. Estude a estrutura de Vênus na imagem.

A criação da superfície foi influenciada pela atividade vulcânica. Existem aproximadamente 167 grandes vulcões no planeta (mais do que na Terra), cuja altura ultrapassa os 100 km. A sua presença baseia-se na ausência de movimento tectónico, razão pela qual estamos a olhar para uma crosta antiga. Sua idade é estimada em 300-600 milhões de anos.

Acredita-se que os vulcões ainda podem explodir lava. As missões soviéticas, bem como as observações da ESA, confirmaram a presença de tempestades com raios na camada atmosférica. Vênus não tem precipitação normal, então relâmpagos podem ser criados por um vulcão.

Eles também notaram um aumento/diminuição periódico na quantidade de dióxido de enxofre, o que fala a favor das erupções. A imagem infravermelha detecta pontos quentes que sugerem lava. Você pode ver que a superfície preserva perfeitamente crateras, das quais existem aproximadamente 1000. Elas podem atingir de 3 a 280 km de diâmetro.

Você não encontrará crateras menores porque pequenos asteróides simplesmente queimam na atmosfera densa. Para chegar à superfície é necessário ultrapassar os 50 metros de diâmetro.

Atmosfera e temperatura do planeta Vênus

Anteriormente, era extremamente difícil visualizar a superfície de Vênus, porque a visão estava bloqueada por uma névoa atmosférica incrivelmente densa, representada por dióxido de carbono com pequenas misturas de nitrogênio. A pressão é de 92 bar e a massa atmosférica é 93 vezes maior que a da Terra.

Não esqueçamos que Vênus é o mais quente entre os planetas solares. A média é de 462°C, que permanece estável noite e dia. É tudo uma questão de presença de uma enorme quantidade de CO 2, que, juntamente com nuvens de dióxido de enxofre, forma um poderoso efeito estufa.

A superfície é caracterizada por ser isotérmica (não afeta em nada a distribuição ou mudanças de temperatura). A inclinação mínima do eixo é de 3°, o que também não permite o aparecimento das estações. Mudanças na temperatura são observadas apenas com a altitude.

Vale ressaltar que a temperatura no ponto mais alto do Monte Maxwell chega a 380°C e a pressão atmosférica é de 45 bar.

Se você estiver no planeta, encontrará imediatamente poderosas correntes de vento cuja aceleração chega a 85 km/s. Eles viajam por todo o planeta em 4-5 dias. Além disso, nuvens densas são capazes de formar raios.

Atmosfera de Vênus

Astrônomo Dmitry Titov sobre o regime de temperatura do planeta, nuvens de ácido sulfúrico e efeito estufa:

História do estudo do planeta Vênus

As pessoas nos tempos antigos sabiam de sua existência, mas acreditavam erroneamente que havia dois objetos diferentes à sua frente: as estrelas da manhã e da tarde. É importante notar que Vênus começou oficialmente a ser percebida como um objeto único no século VI aC. e., mas em 1581 AC. e. Havia uma tabuinha babilônica que explicava claramente a verdadeira natureza do planeta.

Para muitos, Vênus se tornou a personificação da deusa do amor. Os gregos deram o nome de Afrodite, e para os romanos a aparição matinal tornou-se Lúcifer.

Em 1032, Avicena observou pela primeira vez a passagem de Vênus em frente ao Sol e percebeu que o planeta estava localizado mais próximo da Terra do que o Sol. No século XII, Ibn Bajay encontrou duas manchas pretas, que mais tarde foram explicadas pelos trânsitos de Vênus e Mercúrio.

Em 1639, o trânsito foi monitorado por Jeremiah Horrocks. Galileu Galilei usou seu instrumento no início do século XVII e observou as fases do planeta. Esta foi uma observação extremamente importante, que indicou que Vênus girava em torno do Sol, o que significa que Copérnico estava certo.

Em 1761, Mikhail Lomonosov descobriu uma atmosfera no planeta e, em 1790, Johann Schröter a observou.

A primeira observação séria foi feita por Chester Lyman em 1866. Havia um anel completo de luz ao redor do lado escuro do planeta, o que mais uma vez sugeria a presença de uma atmosfera. A primeira pesquisa UV foi realizada na década de 1920.

Observações espectroscópicas revelaram as peculiaridades da rotação. Vesto Slifer estava tentando determinar o desvio Doppler. Mas quando falhou, começou a adivinhar que o planeta estava girando muito lentamente. Além disso, na década de 1950. Percebemos que estávamos lidando com rotação retrógrada.

O radar foi usado na década de 1960. e obteve taxas de rotação próximas às modernas. Características como o Monte Maxwell foram comentadas graças ao Observatório de Arecibo.

Exploração do planeta Vênus

Cientistas da URSS começaram a estudar ativamente Vênus, e na década de 1960. enviou várias naves espaciais. A primeira missão terminou em fracasso, pois nem chegou ao planeta.

A mesma coisa aconteceu com a primeira tentativa americana. Mas a Mariner 2, enviada em 1962, conseguiu passar a uma distância de 34.833 km da superfície planetária. As observações confirmaram a presença de calor elevado, o que acabou imediatamente com todas as esperanças de presença de vida.

O primeiro dispositivo na superfície foi o soviético Venera 3, que pousou em 1966. Mas a informação nunca foi obtida, pois a ligação foi imediatamente interrompida. Em 1967, chegou a Venera 4. À medida que descia, o mecanismo determinava a temperatura e a pressão. Mas as baterias acabaram rapidamente e a comunicação foi perdida enquanto ele ainda estava descendo.

A Mariner 10 voou a uma altitude de 4.000 km em 1967. Ele recebeu informações sobre pressão, densidade atmosférica e composição do planeta.

Em 1969, Vênus 5 e 6 também chegaram e conseguiram transmitir dados durante sua descida de 50 minutos. Mas os cientistas soviéticos não desistiram. A Venera 7 caiu na superfície, mas conseguiu transmitir informações por 23 minutos.

De 1972-1975 A URSS lançou mais três sondas, que conseguiram obter as primeiras imagens da superfície.

Mais de 4.000 imagens foram tiradas pela Mariner 10 a caminho de Mercúrio. No final dos anos 70. A NASA preparou duas sondas (Pioneers), uma das quais deveria estudar a atmosfera e criar um mapa de superfície, e a segunda para entrar na atmosfera.

Em 1985, foi lançado o programa Vega, onde os aparelhos deveriam explorar o cometa Halley e ir até Vênus. Eles lançaram sondas, mas a atmosfera revelou-se mais turbulenta e os mecanismos foram destruídos por ventos fortes.

Em 1989, Magalhães foi a Vénus com o seu radar. Ele passou 4,5 anos em órbita e obteve imagens de 98% da superfície e 95% do campo gravitacional. No final, ele foi enviado para a morte na atmosfera para obter dados de densidade.

Galileu e Cassini observaram Vênus de passagem. E em 2007 enviaram a MESSENGER, que conseguiu fazer algumas medições no caminho para Mercúrio. A atmosfera e as nuvens também foram monitoradas pela sonda Venus Express em 2006. A missão terminou em 2014.

A agência japonesa JAXA enviou a sonda Akatsuki em 2010, mas ela não conseguiu entrar em órbita.

Em 2013, a NASA enviou um telescópio espacial suborbital experimental que estudou a luz UV da atmosfera do planeta para investigar com precisão a história da água de Vênus.

Também em 2018, a ESA poderá lançar o projeto BepiColombo. Também há rumores sobre o projeto Venus In-Situ Explorer, que poderá começar em 2022. Seu objetivo é estudar as características do regolito. A Rússia também pode enviar a espaçonave Venera-D em 2024, que planeja descer à superfície.

Pela proximidade conosco, bem como pela semelhança em certos parâmetros, havia quem esperasse descobrir vida em Vênus. Agora sabemos sobre sua hospitalidade infernal. Mas há uma opinião de que já teve água e uma atmosfera favorável. Além disso, o planeta está dentro da zona habitável e possui uma camada de ozônio. É claro que o efeito estufa levou ao desaparecimento da água há bilhões de anos.

Contudo, isso não significa que não possamos contar com colônias humanas. As condições mais adequadas estão localizadas a uma altitude de 50 km. Serão cidades aéreas baseadas em aeronaves duráveis. Claro que é difícil fazer tudo isto, mas estes projectos provam que ainda temos interesse neste vizinho. Enquanto isso, somos obrigados a observá-lo à distância e a sonhar com futuros assentamentos. Agora você sabe qual é o planeta Vênus. Não deixe de seguir os links para mais fatos interessantes e conferir o mapa da superfície de Vênus.

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Artigos úteis.

Planetas do Sistema Solar

Segundo a posição oficial da União Astronômica Internacional (IAU), organização que atribui nomes aos objetos astronômicos, existem apenas 8 planetas.

Plutão foi removido da categoria de planeta em 2006. porque Existem objetos no cinturão de Kuiper que são maiores/iguais em tamanho a Plutão. Portanto, mesmo que o tomemos como um corpo celeste completo, é necessário adicionar Eris a esta categoria, que tem quase o mesmo tamanho de Plutão.

Pela definição do MAC, existem 8 planetas conhecidos: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.

Todos os planetas são divididos em duas categorias dependendo de suas características físicas: planetas terrestres e gigantes gasosos.

Representação esquemática da localização dos planetas

Planetas terrestres

Mercúrio

O menor planeta do sistema solar tem um raio de apenas 2.440 km. O período de revolução em torno do Sol, equiparado a um ano terrestre para facilitar a compreensão, é de 88 dias, enquanto Mercúrio consegue girar em torno de seu próprio eixo apenas uma vez e meia. Assim, seu dia dura aproximadamente 59 dias terrestres. Por muito tempo acreditou-se que este planeta sempre girava para o mesmo lado do Sol, já que os períodos de sua visibilidade da Terra se repetiam com frequência aproximadamente igual a quatro dias de Mercúrio. Esse equívoco foi dissipado com o advento da capacidade de usar pesquisas de radar e conduzir observações contínuas usando estações espaciais. A órbita de Mercúrio é uma das mais instáveis, não só mudam a velocidade do movimento e sua distância do Sol, mas também a própria posição. Qualquer pessoa interessada pode observar esse efeito.

Mercúrio em cores, imagem da espaçonave MESSENGER

A sua proximidade com o Sol é a razão pela qual Mercúrio está sujeito às maiores mudanças de temperatura entre os planetas do nosso sistema. A temperatura média diurna é de cerca de 350 graus Celsius e a temperatura noturna é de -170 °C. Sódio, oxigênio, hélio, potássio, hidrogênio e argônio foram detectados na atmosfera. Existe uma teoria de que anteriormente era um satélite de Vênus, mas até agora isso não foi comprovado. Não possui satélites próprios.

Vênus

Sendo o segundo planeta a partir do Sol, a atmosfera é quase inteiramente composta por dióxido de carbono. Muitas vezes é chamada de Estrela da Manhã e Estrela da Tarde, porque é a primeira das estrelas a se tornar visível após o pôr do sol, assim como antes do amanhecer ela continua a ser visível mesmo quando todas as outras estrelas desapareceram de vista. A porcentagem de dióxido de carbono na atmosfera é de 96%, contém relativamente pouco nitrogênio - quase 4%, e o vapor d'água e o oxigênio estão presentes em quantidades muito pequenas.

Vênus no espectro UV

Tal atmosfera cria um efeito estufa; a temperatura na superfície é ainda maior que a de Mercúrio e chega a 475 °C. Considerado o mais lento, um dia venusiano dura 243 dias terrestres, o que é quase igual a um ano em Vênus – 225 dias terrestres. Muitos a chamam de irmã da Terra por causa de sua massa e raio, cujos valores são muito próximos aos da Terra. O raio de Vênus é 6.052 km (0,85% do raio da Terra). Tal como Mercúrio, não existem satélites.

O terceiro planeta a partir do Sol e o único do nosso sistema onde existe água líquida na superfície, sem a qual a vida no planeta não poderia ter se desenvolvido. Pelo menos a vida como a conhecemos. O raio da Terra é de 6.371 km e, ao contrário de outros corpos celestes do nosso sistema, mais de 70% de sua superfície é coberta por água. O resto do espaço é ocupado por continentes. Outra característica da Terra são as placas tectônicas escondidas sob o manto do planeta. Ao mesmo tempo, conseguem deslocar-se, ainda que a uma velocidade muito baixa, o que com o tempo provoca alterações na paisagem. A velocidade do planeta se movendo ao longo dele é de 29 a 30 km/s.

Nosso planeta visto do espaço

Uma revolução em torno de seu eixo leva quase 24 horas, e uma passagem completa pela órbita dura 365 dias, o que é muito mais longo em comparação com seus planetas vizinhos mais próximos. O dia e o ano da Terra também são aceitos como padrão, mas isso é feito apenas para a conveniência de perceber os períodos de tempo em outros planetas. A Terra possui um satélite natural - a Lua.

Marte

O quarto planeta a partir do Sol, conhecido pela sua fina atmosfera. Desde 1960, Marte tem sido explorado ativamente por cientistas de vários países, incluindo a URSS e os EUA. Nem todos os programas de exploração foram bem-sucedidos, mas a água encontrada em alguns locais sugere que existe vida primitiva em Marte, ou que existiu no passado.

O brilho deste planeta permite que seja visto da Terra sem quaisquer instrumentos. Além disso, uma vez a cada 15-17 anos, durante o Confronto, torna-se o objeto mais brilhante do céu, eclipsando até Júpiter e Vênus.

O raio é quase metade do raio da Terra e é de 3.390 km, mas o ano é muito mais longo - 687 dias. Ele tem 2 satélites - Fobos e Deimos .

Modelo visual do sistema solar

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• Sol

  O Sol é uma estrela que é uma bola quente de gases quentes no centro do nosso Sistema Solar. Sua influência se estende muito além das órbitas de Netuno e Plutão. Sem o Sol e sua intensa energia e calor, não haveria vida na Terra. Existem bilhões de estrelas como o nosso Sol espalhadas pela Via Láctea.

• Mercúrio

  Mercúrio, queimado pelo Sol, é apenas ligeiramente maior que o satélite da Terra, a Lua. Como a Lua, Mercúrio é praticamente desprovido de atmosfera e não consegue suavizar os vestígios do impacto da queda de meteoritos, por isso, como a Lua, é coberto por crateras. O lado diurno de Mercúrio fica muito quente com o Sol, enquanto no lado noturno a temperatura cai centenas de graus abaixo de zero. Existe gelo nas crateras de Mercúrio, localizadas nos pólos. Mercúrio completa uma revolução ao redor do Sol a cada 88 dias.

• Vênus

  Vênus é um mundo de calor monstruoso (ainda mais do que em Mercúrio) e atividade vulcânica. Semelhante em estrutura e tamanho à Terra, Vênus é coberto por uma atmosfera espessa e tóxica que cria um forte efeito estufa. Este mundo chamuscado é quente o suficiente para derreter chumbo. Imagens de radar através da poderosa atmosfera revelaram vulcões e montanhas deformadas. Vênus gira na direção oposta à rotação da maioria dos planetas.

• A Terra é um planeta oceânico. A nossa casa, com a sua abundância de água e vida, torna-a única no nosso sistema solar. Outros planetas, incluindo várias luas, também têm depósitos de gelo, atmosferas, estações e até clima, mas só na Terra é que todos estes componentes se uniram de uma forma que tornou a vida possível.

• Marte

  Embora os detalhes da superfície de Marte sejam difíceis de ver da Terra, as observações através de um telescópio indicam que Marte tem estações e manchas brancas nos pólos. Durante décadas, as pessoas acreditaram que as áreas claras e escuras de Marte eram manchas de vegetação, que Marte poderia ser um lugar adequado para a vida e que existia água nas calotas polares. Quando a sonda Mariner 4 chegou a Marte em 1965, muitos cientistas ficaram chocados ao ver fotografias do planeta obscuro e repleto de crateras. Marte acabou por ser um planeta morto. Missões mais recentes, no entanto, revelaram que Marte guarda muitos mistérios que ainda precisam ser resolvidos.

• Júpiter

  Júpiter é o planeta mais massivo do nosso sistema solar, com quatro luas grandes e muitas luas pequenas. Júpiter forma uma espécie de sistema solar em miniatura. Para se tornar uma estrela completa, Júpiter precisava se tornar 80 vezes mais massivo.

• Saturno

  Saturno é o mais distante dos cinco planetas conhecidos antes da invenção do telescópio. Assim como Júpiter, Saturno é composto principalmente de hidrogênio e hélio. Seu volume é 755 vezes maior que o da Terra. Os ventos em sua atmosfera atingem velocidades de 500 metros por segundo. Esses ventos rápidos, combinados com o calor que sobe do interior do planeta, causam as listras amarelas e douradas que vemos na atmosfera.

• Urano

  O primeiro planeta encontrado usando um telescópio, Urano foi descoberto em 1781 pelo astrônomo William Herschel. O sétimo planeta está tão longe do Sol que uma revolução ao redor do Sol leva 84 anos.

• Netuno

  O distante Netuno gira a quase 4,5 bilhões de quilômetros do Sol. Ele leva 165 anos para completar uma revolução ao redor do Sol. É invisível a olho nu devido à sua grande distância da Terra. Curiosamente, a sua órbita elíptica incomum cruza com a órbita do planeta anão Plutão, razão pela qual Plutão está dentro da órbita de Netuno por cerca de 20 dos 248 anos durante os quais ele faz uma revolução ao redor do Sol.

• Plutão

  Minúsculo, frio e incrivelmente distante, Plutão foi descoberto em 1930 e foi durante muito tempo considerado o nono planeta. Mas depois de descobertas de mundos semelhantes a Plutão, ainda mais distantes, Plutão foi reclassificado como planeta anão em 2006.

Planetas são gigantes

Existem quatro gigantes gasosos localizados além da órbita de Marte: Júpiter, Saturno, Urano, Netuno. Eles estão localizados no sistema solar externo. Eles se distinguem pela sua solidez e composição gasosa.

Planetas do sistema solar, fora de escala

Júpiter

O quinto planeta a partir do Sol e o maior planeta do nosso sistema. Seu raio é de 69.912 km, é 19 vezes maior que a Terra e apenas 10 vezes menor que o Sol. O ano em Júpiter não é o mais longo do sistema solar, durando 4.333 dias terrestres (menos de 12 anos). Seu próprio dia tem uma duração de cerca de 10 horas terrestres. A composição exata da superfície do planeta ainda não foi determinada, mas sabe-se que o criptônio, o argônio e o xenônio estão presentes em Júpiter em quantidades muito maiores do que no Sol.

Há uma opinião de que um dos quatro gigantes gasosos é na verdade uma estrela falida. Esta teoria também é apoiada pelo maior número de satélites, dos quais Júpiter tem muitos - até 67. Para imaginar seu comportamento na órbita do planeta, é necessário um modelo bastante preciso e claro do sistema solar. Os maiores deles são Calisto, Ganimedes, Io e Europa. Além disso, Ganimedes é o maior satélite dos planetas de todo o sistema solar, seu raio é de 2.634 km, o que é 8% maior que o tamanho de Mercúrio, o menor planeta do nosso sistema. Io tem a distinção de ser uma das três únicas luas com atmosfera.

Saturno

O segundo maior planeta e o sexto do sistema solar. Em comparação com outros planetas, é mais semelhante ao Sol na composição dos elementos químicos. O raio da superfície é de 57.350 km, o ano é de 10.759 dias (quase 30 anos terrestres). Um dia aqui dura um pouco mais do que em Júpiter - 10,5 horas terrestres. Em termos de número de satélites, não fica muito atrás do vizinho - 62 contra 67. O maior satélite de Saturno é Titã, assim como Io, que se distingue pela presença de uma atmosfera. Um pouco menores em tamanho, mas não menos famosos são Encélado, Reia, Dione, Tétis, Jápeto e Mimas. São estes satélites os objetos de observação mais frequente, pelo que podemos dizer que são os mais estudados em comparação com os restantes.

Por muito tempo, os anéis de Saturno foram considerados um fenômeno único e único. Só recentemente foi estabelecido que todos os gigantes gasosos têm anéis, mas em outros eles não são tão claramente visíveis. A sua origem ainda não foi estabelecida, embora existam várias hipóteses sobre como surgiram. Além disso, foi descoberto recentemente que Rhea, um dos satélites do sexto planeta, também possui algum tipo de anel.

E o terceiro objeto mais brilhante no céu depois do Sol e da Lua. Este planeta às vezes é chamado irmã da terra, o que está associado a uma certa semelhança de peso e tamanho. A superfície de Vênus é coberta por uma camada de nuvens completamente impenetrável, cujo principal componente é o ácido sulfúrico.

Nomeação Vênus O planeta recebeu o nome da deusa romana do amor e da beleza. Na época dos antigos romanos, as pessoas já sabiam que esta Vênus é um dos quatro planetas diferentes da Terra. Foi a luminosidade mais elevada do planeta, a proeminência de Vênus, que desempenhou um papel importante no seu nome em homenagem à deusa do amor, e isso permitiu que o planeta fosse associado ao amor, à feminilidade e ao romance durante anos.

Durante muito tempo acreditou-se que Vênus e a Terra eram planetas gêmeos. A razão para isso foi a semelhança em tamanho, densidade, massa e volume. No entanto, cientistas posteriores descobriram que, apesar da óbvia semelhança destas características planetárias, os planetas são muito diferentes uns dos outros. Estamos falando de parâmetros como atmosfera, rotação, temperatura da superfície e presença de satélites (Vênus não os possui).

Tal como aconteceu com Mercúrio, o conhecimento da humanidade sobre Vénus aumentou significativamente na segunda metade do século XX. Antes de os Estados Unidos e a União Soviética começarem a montar missões na década de 1960, os cientistas ainda tinham esperança de que as condições sob as nuvens incrivelmente densas de Vénus pudessem ser adequadas à vida. Mas os dados recolhidos como resultado destas missões provaram o contrário - as condições em Vénus são demasiado duras para a existência de organismos vivos na sua superfície.

Uma contribuição significativa para o estudo da atmosfera e da superfície de Vênus foi feita pela missão da URSS de mesmo nome. A primeira espaçonave enviada ao planeta e a sobrevoar o planeta foi a Venera-1, desenvolvida pela SP Rocket and Space Corporation Energia. Korolev (hoje NPO Energia). Apesar de a comunicação com esta nave, bem como com vários outros veículos da missão, ter sido perdida, houve quem conseguisse não só estudar a composição química da atmosfera, mas até chegar à própria superfície.

A primeira espaçonave, lançada em 12 de junho de 1967, capaz de realizar pesquisas atmosféricas foi a Venera 4. O módulo de descida da espaçonave foi literalmente esmagado pela pressão na atmosfera do planeta, mas o módulo orbital conseguiu fazer uma série de observações valiosas e obter os primeiros dados sobre a temperatura, densidade e composição química de Vênus. A missão determinou que a atmosfera do planeta consiste em 90% de dióxido de carbono com pequenas quantidades de oxigênio e vapor d'água.

Os instrumentos do orbitador indicaram que Vênus não possui cinturões de radiação e um campo magnético 3.000 vezes mais fraco que o campo magnético da Terra. Um indicador da radiação ultravioleta do Sol a bordo da nave revelou a coroa de hidrogênio de Vênus, cujo conteúdo de hidrogênio era aproximadamente 1.000 vezes menor do que nas camadas superiores da atmosfera terrestre. Os dados foram posteriormente confirmados pelas missões Venera 5 e Venera 6.

Graças a estes e a estudos subsequentes, hoje os cientistas podem distinguir duas grandes camadas na atmosfera de Vénus. A primeira e principal camada são as nuvens, que cobrem todo o planeta em uma esfera impenetrável. A segunda é tudo abaixo dessas nuvens. As nuvens que rodeiam Vénus estendem-se de 50 a 80 quilómetros acima da superfície do planeta e consistem principalmente em dióxido de enxofre (SO2) e ácido sulfúrico (H2SO4). Essas nuvens são tão densas que refletem 60% de toda a luz solar que Vênus recebe de volta ao espaço.

A segunda camada, que fica abaixo das nuvens, tem duas funções principais: densidade e composição. O efeito combinado destas duas funções no planeta é enorme – faz de Vénus o mais quente e menos hospitaleiro de todos os planetas do sistema solar. Devido ao efeito estufa, a temperatura da camada pode chegar a 480°C, o que permite que a superfície de Vênus seja aquecida às temperaturas máximas do nosso sistema.

Nuvens de Vênus

Utilizando observações do satélite Venus Express da Agência Espacial Europeia (ESA), os cientistas conseguiram mostrar pela primeira vez como as condições meteorológicas nas espessas camadas de nuvens de Vénus estão ligadas à topografia da sua superfície. Descobriu-se que as nuvens de Vênus podem não apenas impedir a observação da superfície do planeta, mas também dar pistas sobre o que exatamente está localizado nela.

Acredita-se que Vênus seja muito quente devido ao incrível efeito estufa que aquece sua superfície a temperaturas de 450 graus Celsius. O clima na superfície é deprimente e ela própria é pouco iluminada, pois está coberta por uma camada incrivelmente espessa de nuvens. Ao mesmo tempo, o vento que está presente no planeta tem uma velocidade que não ultrapassa a velocidade de uma corrida fácil - 1 metro por segundo.

No entanto, quando visto de longe, o planeta, também chamado de irmão da Terra, parece muito diferente - nuvens suaves e brilhantes cercam o planeta. Estas nuvens formam uma espessa camada de vinte quilómetros que fica acima da superfície e, portanto, é muito mais fria do que a própria superfície. A temperatura típica desta camada é de cerca de -70 graus Celsius, que é comparável às temperaturas no topo das nuvens da Terra. Na camada superior da nuvem, as condições climáticas são muito mais extremas, com ventos soprando centenas de vezes mais rápido do que na superfície e ainda mais rápido do que a velocidade de rotação do próprio Vênus.

Com a ajuda das observações da Venus Express, os cientistas conseguiram melhorar significativamente o mapa climático de Vênus. Eles conseguiram identificar três aspectos do clima nublado do planeta: a rapidez com que os ventos em Vênus podem circular, quanta água está contida nas nuvens e quão brilhantes essas nuvens estão distribuídas em todo o espectro (na luz ultravioleta).

“Os nossos resultados mostraram que todos estes aspectos: vento, conteúdo de água e composição das nuvens estão de alguma forma relacionados com as propriedades da própria superfície de Vénus”, disse Jean-Loup Berto do Observatório LATMOS em França, principal autor do novo estudo Venus Express. . “Usamos observações da espaçonave que abrangeram um período de seis anos, de 2006 a 2012, e isso nos permitiu estudar padrões de mudanças climáticas de longo prazo no planeta”.

Superfície de Vênus

Antes dos estudos de radar do planeta, os dados mais valiosos da superfície foram obtidos com a ajuda do mesmo programa espacial soviético "Vênus". O primeiro veículo a fazer um pouso suave na superfície de Vênus foi a sonda espacial Venera 7, lançada em 17 de agosto de 1970.

Apesar de antes mesmo do pouso muitos dos instrumentos do navio já estarem avariados, ele conseguiu identificar indicadores de pressão e temperatura na superfície, que eram de 90 ± 15 atmosferas e 475 ± 20 ° C.

1 – veículo de descida;
2 – painéis solares;
3 – sensor de orientação celeste;
4 – painel protetor;
5 – sistema de propulsão corretivo;
6 – coletores do sistema pneumático com bicos de controle;
7 – contador de partículas cósmicas;
8 – compartimento orbital;
9 – radiador-resfriador;
10 – antena baixa direcional;
11 – antena altamente direcional;
12 – unidade de automação do sistema pneumático;
13 – cilindro de nitrogênio comprimido

A missão subsequente "Venera 8" revelou-se ainda mais bem sucedida - foi possível obter as primeiras amostras superficiais do solo. Graças ao espectrômetro gama instalado no navio, foi possível determinar o conteúdo de elementos radioativos como potássio, urânio e tório nas rochas. Descobriu-se que o solo de Vênus em sua composição se assemelha a rochas terrestres.

As primeiras fotografias em preto e branco da superfície foram tiradas pelas sondas Venera 9 e Venera 10, que foram lançadas quase uma após a outra e pousaram suavemente na superfície do planeta em 22 e 25 de outubro de 1975, respectivamente.

Depois disso, foram obtidos os primeiros dados de radar da superfície venusiana. As fotos foram tiradas em 1978, quando a primeira espaçonave americana Pioneer Venus chegou à órbita do planeta. Os mapas criados a partir das imagens mostraram que a superfície é constituída principalmente por planícies, cuja formação é causada por poderosos fluxos de lava, além de duas regiões montanhosas, chamadas Ishtar Terra e Afrodite. Os dados foram posteriormente confirmados pelas missões Venera 15 e Venera 16, que mapearam o hemisfério norte do planeta.

As primeiras imagens coloridas da superfície de Vênus e até gravações de som foram obtidas usando a sonda Venera 13. A câmera do módulo tirou 14 fotografias coloridas e 8 em preto e branco da superfície. Além disso, pela primeira vez, foi utilizado um espectrômetro de fluorescência de raios X para analisar amostras de solo, o que permitiu identificar a rocha prioritária no local de pouso - o basalto alcalino leucito. A temperatura média da superfície durante a operação do módulo foi de 466,85 °C e a pressão foi de 95,6 bar.

O módulo lançado após a espaçonave Venera-14 ter conseguido transmitir as primeiras imagens panorâmicas da superfície do planeta:

Apesar de as imagens fotográficas da superfície do planeta obtidas com a ajuda do programa espacial de Vênus ainda serem as únicas e representarem o material científico mais valioso, essas fotografias não poderiam dar uma ideia em grande escala do planeta. topografia. Depois de analisar os resultados obtidos, as potências espaciais se concentraram na pesquisa de radar de Vênus.

Em 1990, uma espaçonave chamada Magalhães iniciou seu trabalho na órbita de Vênus. Ele conseguiu obter imagens de radar melhores, que se revelaram muito mais detalhadas e informativas. Por exemplo, descobriu-se que das 1.000 crateras de impacto que Magalhães descobriu, nenhuma tinha mais de dois quilómetros de diâmetro. Isso levou os cientistas a acreditar que qualquer meteorito com diâmetro inferior a dois quilômetros simplesmente queimava ao passar pela densa atmosfera venusiana.

Devido às espessas nuvens que envolvem Vénus, os detalhes da sua superfície não podem ser vistos através de meios fotográficos simples. Felizmente, os cientistas conseguiram usar o método do radar para obter as informações necessárias.

Embora tanto a fotografia quanto o radar funcionem coletando a radiação que reflete em um objeto, eles têm uma grande diferença na forma como refletem as formas de radiação. A fotografia captura a luz visível, enquanto o mapeamento por radar captura a radiação de micro-ondas. A vantagem do uso do radar no caso de Vênus era óbvia, já que a radiação de micro-ondas pode passar pelas espessas nuvens do planeta, enquanto a luz necessária para a fotografia não é capaz de fazer isso.

Assim, estudos adicionais sobre o tamanho das crateras ajudaram a esclarecer os fatores que indicam a idade da superfície do planeta. Descobriu-se que pequenas crateras de impacto estão praticamente ausentes na superfície do planeta, mas também não existem crateras de grande diâmetro. Isto levou os cientistas a acreditar que a superfície se formou após um período de intenso bombardeamento entre 3,8 e 4,5 mil milhões de anos atrás, quando um grande número de crateras de impacto se formaram nos planetas interiores. Isto indica que a superfície de Vénus tem uma idade geológica relativamente pequena.

O estudo da atividade vulcânica do planeta revelou características ainda mais características da superfície.

A primeira característica são as enormes planícies descritas acima, criadas por fluxos de lava no passado. Estas planícies cobrem cerca de 80% de toda a superfície venusiana. A segunda característica são as formações vulcânicas, muito numerosas e variadas. Além dos vulcões-escudo que também existem na Terra (por exemplo, Mauna Loa), muitos vulcões planos foram descobertos em Vênus. Esses vulcões são diferentes dos da Terra porque têm uma forma distinta em forma de disco plano devido ao fato de que toda a lava contida no vulcão entrou em erupção de uma só vez. Após tal erupção, a lava sai em um único fluxo, espalhando-se de forma circular.

Geologia de Vênus

Tal como acontece com outros planetas terrestres, Vénus é essencialmente composto por três camadas: crosta, manto e núcleo. No entanto, há algo que é muito intrigante – o interior de Vênus (ao contrário de ou) é muito semelhante ao interior da Terra. Devido ao fato de ainda não ser possível comparar a verdadeira composição dos dois planetas, tais conclusões foram tiradas com base em suas características. Atualmente, acredita-se que a crosta de Vénus tenha 50 quilómetros de espessura, o seu manto 3.000 quilómetros de espessura e o seu núcleo 6.000 quilómetros de diâmetro.

Além disso, os cientistas ainda não têm uma resposta para a questão de saber se o núcleo do planeta é líquido ou sólido. Resta supor, dada a semelhança dos dois planetas, que se trata do mesmo líquido que o da Terra.

No entanto, alguns estudos indicam que o núcleo de Vênus é sólido. Para provar esta teoria, os pesquisadores citam o fato de que o planeta carece significativamente de um campo magnético. Simplificando, os campos magnéticos planetários resultam da transferência de calor do interior de um planeta para a sua superfície, e um componente necessário desta transferência é o núcleo líquido. A força insuficiente dos campos magnéticos, segundo este conceito, indica que a existência de um núcleo líquido em Vênus é simplesmente impossível.

Órbita e rotação de Vênus

O aspecto mais notável da órbita de Vênus é a sua distância uniforme do Sol. A excentricidade orbital é de apenas 0,00678, o que significa que a órbita de Vênus é a mais circular de todos os planetas. Além disso, uma excentricidade tão pequena indica que a diferença entre o periélio de Vénus (1,09 x 10 8 km) e o seu afélio (1,09 x 10 8 km) é de apenas 1,46 x 10 6 quilómetros.

As informações sobre a rotação de Vênus, bem como os dados sobre sua superfície, permaneceram um mistério até a segunda metade do século XX, quando foram obtidos os primeiros dados de radar. Descobriu-se que a rotação do planeta em torno de seu eixo é no sentido anti-horário quando visto do plano "superior" da órbita, mas na verdade a rotação de Vênus é retrógrada, ou no sentido horário. A razão para isso é atualmente desconhecida, mas existem duas teorias populares que explicam esse fenômeno. O primeiro indica uma ressonância spin-órbita de 3:2 de Vênus com a Terra. Os defensores da teoria acreditam que ao longo de bilhões de anos, a gravidade da Terra mudou a rotação de Vênus para o seu estado atual.

Os proponentes de outro conceito duvidam que a força gravitacional da Terra fosse suficientemente forte para alterar a rotação de Vénus de uma forma tão fundamental. Em vez disso, referem-se ao período inicial do sistema solar, quando ocorreu a formação dos planetas. De acordo com esta visão, a rotação original de Vénus era semelhante à dos outros planetas, mas foi alterada para a sua orientação actual pela colisão do jovem planeta com um grande planetesimal. A colisão foi tão poderosa que virou o planeta de cabeça para baixo.

A segunda descoberta inesperada relacionada à rotação de Vênus é a sua velocidade.

Para fazer uma revolução completa em torno do seu eixo, o planeta necessita de cerca de 243 dias terrestres, ou seja, um dia em Vénus é mais longo do que em qualquer outro planeta e um dia em Vénus é comparável a um ano na Terra. Mas ainda mais cientistas ficaram impressionados com o facto de um ano em Vénus ser quase 19 dias terrestres a menos do que um dia em Vénus. Novamente, nenhum outro planeta do sistema solar possui tais propriedades. Os cientistas associam esta característica precisamente à rotação reversa do planeta, cujas características de estudo foram descritas acima.

• Vênus é o terceiro objeto natural mais brilhante no céu da Terra, depois da Lua e do Sol. O planeta tem uma magnitude visual de -3,8 a -4,6, tornando-o visível mesmo em dias claros.
  Vênus é às vezes chamada de “estrela da manhã” e “estrela da tarde”. Isso se deve ao fato de representantes de civilizações antigas confundirem este planeta com duas estrelas diferentes, dependendo da hora do dia.
  Um dia em Vênus dura mais de um ano. Devido à lenta rotação em torno de seu eixo, um dia dura 243 dias terrestres. Uma revolução em torno da órbita do planeta leva 225 dias terrestres.
  Vênus tem o nome da deusa romana do amor e da beleza. Acredita-se que os antigos romanos o batizaram assim por causa do alto brilho do planeta, que por sua vez pode ter vindo da época da Babilônia, cujos habitantes chamavam Vênus de "a rainha brilhante do céu".
  Vênus não tem satélites ou anéis.
  Há bilhões de anos, o clima de Vênus pode ter sido semelhante ao da Terra. Os cientistas acreditam que Vénus já teve água e oceanos abundantes, mas as altas temperaturas e o efeito de estufa evaporaram a água e a superfície do planeta é agora demasiado quente e hostil para suportar vida.
  Vênus gira na direção oposta aos outros planetas. A maioria dos outros planetas gira no sentido anti-horário em seu eixo, mas Vênus, como Vênus, gira no sentido horário. Isto é conhecido como rotação retrógrada e pode ter sido causado por um impacto com um asteroide ou outro objeto espacial que mudou a direção de sua rotação.
  Vênus é o planeta mais quente do sistema solar, com uma temperatura superficial média de 462°C. Além disso, Vênus não tem inclinação em seu eixo, o que significa que o planeta não tem estações. A atmosfera é muito densa e contém 96,5% de dióxido de carbono, que retém o calor e causa o efeito estufa que evaporou as fontes de água há bilhões de anos.
  A temperatura em Vênus praticamente não muda com a mudança do dia e da noite. Isso ocorre devido ao vento solar se mover muito lentamente por toda a superfície do planeta.
  A idade da superfície venusiana é de cerca de 300-400 milhões de anos. (A idade da superfície da Terra é de cerca de 100 milhões de anos.)
  A pressão atmosférica em Vênus é 92 vezes mais forte que na Terra. Isto significa que quaisquer pequenos asteróides que entrem na atmosfera de Vênus serão esmagados pela enorme pressão. Isto explica a ausência de pequenas crateras na superfície do planeta. Esta pressão é equivalente à pressão a uma profundidade de cerca de 1000 km. nos oceanos da Terra.

Vênus tem um campo magnético muito fraco. Isto surpreendeu os cientistas, que esperavam que Vénus tivesse um campo magnético semelhante em força ao da Terra. Uma possível razão para isso é que Vênus tem um núcleo interno sólido ou não esfria.
Vênus é o único planeta do sistema solar com o nome de uma mulher.
Vênus é o planeta mais próximo da Terra. A distância do nosso planeta a Vênus é de 41 milhões de quilômetros.

Fotos de Vênus

As primeiras e únicas imagens fotográficas da superfície de Vênus até hoje foram tiradas por uma espaçonave do programa espacial soviético de Vênus. Mas também há imagens do planeta obtidas pela sonda Akatsuki.

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