Venus

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Jump to navigation Jump to search
Acest articol se referă la o planetă. Pentru alte sensuri, vedeți Venus (dezambiguizare).
Venus Astronomical symbol of Venus
Venus-real color.jpg
Venus, în culori reale
Numit dupăVenus  Modificați la Wikidata
Date generale
DescoperireCunoscută din antichitate
Nr. sateliți0
Caracteristicile orbitei
Semiaxa mare108,208930 Gm
0,723332 u.a
Distanța la periheliu107,476259 Gm
0,71843270 u.a.
Distanța la afeliu108,942109 Gm
0,72823128 u.a.
Excentricitatea0,0068
Argumentul periheliului54,85229°
Perioada siderală224,70069 zile
Perioada sinodică583,92 zile
Viteza medie pe orbită35,02 km/s
Înclinarea față de ecliptică3,39471°
Înclinarea față de ecuator Soarelui3,86°
Longitudinea nodului ascendent76,67069°
Date fizice
Raza medie6051,8 ± 1,0 km[1]
Turtire< 0.0002 [1]
Aria suprafeței4,60×108 km²
Volum9,38×1011 km³
Masa4,8685×1024 kg
Accelerația gravitațională la suprafață8,87 m/s²
Viteza de eliberare10,46 km/s
Perioada rotației siderale243,0185 zile (retrograd)
Înclinarea ecuatorului pe orbită177,36°
Ascensia dreaptă a polului nord272,76°[2]
Declinația polului nord67,16°
Albedo0,65
Temperatura la suprafață735 K[3][4]
Presiunea atmosferei9,3 MPa
Date despre atmosferă
Compoziție~96,5% dioxid de carbon (CO2)
~3.5% azot (N2)
0,015% dioxid de sulf (SO2)
0,007% argon (Ar)
0,002% apă (H2O, vapori)
0,0017% monoxid de carbon (CO)
0,0012% heliu (He)
0,0007% neon (Ne)
urme de O=C=S
urme de acid clorhidric (HCl)
urme de acid fluorhidric (HF)
Modifică text Consultați documentația formatului

Venus este a doua planetă ca distanță față de Soare în sistemul nostru solar. Situată la circa 108 milioane km de Soare, Venus își parcurge orbita în 224,7 de zile.[3] Rotația în jurul propriei sale axe este foarte lentă, durează 243 de zile și are loc de la vest la est, în sens invers față de rotația celorlalte planete. Cu un diametru de circa 12.100 km, Venus este, ca poziție, a doua planetă (pornind de la Soare) din sistemul solar, orbita sa fiind cuprinsă între cea a planetelor Mercur și Pământ. Venus este cu foarte puțin mai mică decât Pământul, dar atmosfera sa este foarte diferită: în principal, aceasta este compusă din 96 % gaz carbonic și 3,5 % azot. Ea este înconjurată de un văl gros de nori repartizați în trei straturi situate la o altitudine între 50 și 70 km. Unii dintre aceștia provoacă ploi de acid sulfuric, o substanță chimică foarte agresivă chimic. Pe Venus temperatura este foarte ridicată. De fapt, gazul carbonic acumulat în atmosferă acționează sub efectul razelor Soarelui ca geamurile unei sere: temperatura la sol ajunge până 460 °C. Suprafața planetei Venus este plină de platouri vulcanice, circa 80 % având o variație a înălțimii nu mai mare de 1 km. Se pare că mulți vulcani sunt încă activi. La fel ca și Mercur, Venus nu are sateliți.

Adeseori numită, impropriu, „steaua ciobanului”, Venus s-a format în aceeași epocă și în aceeași regiune din spațiu ca Terra, probabil pe baza unor materiale similare. Ea are o mărime asemănătoare cu Terra: 95 % din diametrul terestru și 80 % din masa planetei noastre[5].

Totuși, în timp ce Terra adăpostește viața, Venus este în prezent o planetă neospitalieră. Venus este o planetă extrem de uscată, iar în atmosfera ei, compusă majoritar din gaz carbonic, se produce un intens efect de seră, care ridică temperatura la suprafața ei la valori care depășesc 450 de grade celsius.

Caracteristici fizice[modificare | modificare sursă]

Venus este una din cele patru planete terestre (telurice) solare, în sensul că, la fel ca Pământul, este un corp ceresc cu suprafață solidă. Mărimea și masa sunt foarte asemănătoare cu Pământul și este adesea descris ca „sora" Pământului, sau "fratele geamăn".[6] Diametrul planetei Venus este de 12,092 km (cu numai 650 km mai puțin decât cel al Pământului) iar masa sa este 81,5% din cea a Pământului. Condițiile de pe suprafața venusiană diferă radical de cele de pe Pământ, din cauza densei atmosfere de dioxid de carbon. Atmosfera planetei Venus este formată din 96,5% dioxid de carbon, restul de 3,5%, fiind azot[7]

Geografie[modificare | modificare sursă]

Mărimi comparative a planetelor: Mercur, Venus, Pământ (și Lună), Marte și Ceres (dreapta extremă)

Suprafața venusiană a fost subiect de speculații până în secolul al XX-lea când unele din secretele sale au fost descoperite de știință. Venus a fost în cele din urmă cartografiat în detaliu de sonda Magellan în anii 1990-91. Solul venusian prezintă dovezi extinse de activitate vulcanică, cu prezența sulfului în atmosferă, ceea ce poate indica faptul că recent au existat unele erupții vulcanice.[8][9]

Aproximativ 80% din suprafața venusiană este acoperită de câmpii vulcanice netede, formate din câmpii în proporție de 70%, 10% câmpii plate.[10] Două ținuturi muntoase "continente" alcătuiesc restul suprafeței acestuia, una situată în emisfera nordică a planetei, iar cealaltă la sud de ecuator. Continentul din nord se numește Terra Iștar, după Ishtar, zeița Babiloniană a dragostei și este de aproximativ de mărimea Australiei. Muntele Maxwell este cel mai înalt munte de pe Venus, se află pe Ishtar Terra. Vârful său este cu 11 km mai sus decât cota suprafeței medii venusiene. Continentul sudic se numește Terra Afrodita, după zeița dragostei din mitologia greacă și este cel mai mare dintre cele două regiuni muntoase, având aproximativ dimensiunea Americii de Sud. O rețea de erupții și falii acoperă o mare parte din această suprafață.[11] Lipsa de dovezi a prezenței lavei care însoțește orice flux de vizibil de caldera rămâne o enigmă. Planeta are câteva urme de impact de crater, care demonstrează că suprafața este relativ tânără, de aproximativ 300-600 milioane de ani.[12][13]

Geologie[modificare | modificare sursă]

Venus în mișcare de rotație cu coduri de culori. Terenurile aflate la mare altitudine au umbră galbenă și roșie, regiunile joase sunt colorate în albastru și verde. Dungile negre reprezintă teritorii neexplorate ale planetei în timpul primului ciclu de cartografiere făcută de sonda Magellan, care a survolat Venus pe o perioadă de patru ani, începând din 1990.
Articol principal: Geologia planetei Venus.

O mare parte din suprafața venusiană pare să fi fost modelată de activitatea vulcanică. Venus are de câteva ori mai mulți vulcani decât Pământul, având 167 de vulcani mari, cu diametrul de peste 100 km. Pe Pământ singurul complex vulcanic de această dimensiune este Insula Mare din Hawaii.[14] Acest lucru nu se datorează faptului că Venus este mai activ vulcanic decât Pământul, ci pentru că crusta este mai veche. Crusta oceanică a Pământului este în permanență reciclată de subducție, la granița dintre plăcile tectonice și are o vârstă medie de aproximativ 100 de milioane de ani,[15] în timp ce suprafața lui Venus este estimată la o vechime de 300–600 milioane de ani.[12][14] Mai multe dovezi arată activitate vulcanică pe Venus. În timpul programului sovietic Venera, sondele Venera 11 și Venera 12 au detectat fulgerări constante, iar sonda Venera 12 a înregistrat un puternic tunet imediat după ce a aterizat. Venus Express al ESA (Agenția Spațială Europeană) a înregistrat fulgerări abundente în partea superioară a atmosferei.[16]

Structură internă[modificare | modificare sursă]

Fără date seismice sau cunoștințe ale sale momentului de inerție, există puține informații directe despre structura internă și geochimia planetei Venus.[17] Similitudinea în dimensiuni și densitate între Venus și Pământ sugerează că împărtășesc o structură internă similară: miez, manta, și crustă . Ca și cea a Pământului, miezul venusian este de cel puțin parțial lichid, deoarece cele două planete au fost răcite cu aproximativ aceeași viteză.[18] Dimensiunea ușor mai mică a lui Venus sugerează că presiunile sunt semnificativ mai mici în interiorul său decât în cazul Pământului. Principala diferență dintre cele două planete este lipsa de dovezi pentru existența plăcilor tectonice de pe Venus, posibil din cauză că crusta sa este prea puternică pentru ca să apară subducții fără prezența apei pentru a o face mai puțin vâscoasă. Acest lucru duce la reducerea pierderilor de căldură din planetă, împiedicând-o să se răcească și oferind o explicație pentru lipsa câmpului magnetic generat în interiorul planetei.[19] În schimb, Venus poate pierde căldura sa internă în evenimente periodice majore de remodelare a suprafeței.[12]

Atmosferă și climă[modificare | modificare sursă]

Atmosfera planetei Venus este compusă din 96,5% dioxid de carbon, 3,5% azot, iar restul din alte substanțe. Temperatura este foarte ridicată, fiind chiar mai mare decât pe planeta Mercur.

Orbită și rotație[modificare | modificare sursă]

Venus se rotește în jurul axei în direcție opusă față de majoritatea planetelor din Sistemul Solar
Venus orbitează Soarele la o distanță medie de circa 108 milioane de kilometri (circa 0,7 UA) și orbita sa durează 224,65 de zile. Venus este a doua planetă de la soare și se rotește în jurul Soarelui de circa 1,6 ori (urma galbenă) într-un an pământean de 365 de zile (urma albastră)
Poziția orbitală și rotația planetei Venus la intervale de 10 zile pământene de la 0 la 250 de zile. Poziția punctului de pe suprafață este cea a punctului antisolar în ziua zero și este indicat cu o cruce. Ca urmare a rotației sale retrograde lente, orice punct de pe Venus are aproape 60 de zile terestre de iluminat continuu și o perioadă echivalentă de întuneric.

Venus orbitează Soarele la o distanță medie de circa 108 milioane de kilometri (circa 0,7 UA), și efectuează o orbită la circa 224,65 zile. Deși toate orbitele planetare sunt eliptice, a lui Venus este cea mai apropiată de forma circulară, cu o excentricitate mai mică de 0,01.[20] Când Venus este între Pământ și Soare, poziție cunoscută sub numele de conjuncție inferioară, are apropierea maximă de Pământ pe care o poate avea orice planetă, distanța medie fiind de 41 de milioane km.[20] Planeta ajunge la conjuncția inferioară o dată în medie la fiecare 584 de zile.[20] Datorită scăderii excentricității orbitei Pământului, distanța minimă va deveni mai mare în următoarele mii de ani. De la anul 1 până în 5383, sunt 526 de apropieri la mai puțin de 40 de milioane km; după care nu mai este niciuna timp de 60.200 de ani.[21] În perioadele de excentricitate ridicată, Venus se poate apropia până la 38,2 milioane km.[20]

Toate planetele Sistemului Solar orbitează în sens trigonometric atunci când sunt văzute de deasupra polului nord al Soarelui, dar Venus se rotește în sens orar (fenomen denumit „rotație retrogradă”) o dată la fiecare 243 de zile pământene—de departe cea mai lentă perioadă de rotație a oricărei planete cunoscute. Ecuatorul suprafeței venusiene se rotește cu 6,5 km/h, în vreme ce rotația Pământului la ecuator este de 1.670 km/h.[22] O zi sidereală venusiană durează, astfel, mai mult decât un an venusian (243 de zile pământene prima, față de 224,7 al doilea). Ecuatorul planetei Venus se rotește cu 6,5 km/h, în timp ce cel al Pământului are circa 1.670 km/h.[23] Rotația planetei Venus a încetinit cu 6.5 min în fiecare zi siderală de la vizita navei spațiale Magellan de acum 25 de ani.[24] Din cauza acestei mișcări retrograde, durata unei zile solare pe Venus este semnificativ mai mică decât cea a unei zile siderale, de 116.75 zile pământene (ceea ce face ca ziua solară venusiană să fie mai scurtă decât cea a planetei Mercur, de 176 zile pământene); un an venusian durează circa 1,92 zile solare venusiene.[25] Pentru un observator al suprafeței planetei Venus, Soarele pare să răsară la vest și să apună la est, iar durata de la un răsărit la următorul este de 116,75 de zile pământene.

Este posibil ca Venus să se fi format din nebuloasa solară cu o perioadă de rotație și o înclinație a axei diferite, ajungând în starea actuală din cauza schimbărilor haotice de spin cauzate de perturbațiile planetare și de efectele mareice asupra atmosferei sale dense, schimbare ce ar fi avut loc de-a lungul a miliarde de ani. Perioada de rotație a lui Venus poate reprezenta o stare de echilibru între blocarea mareică față de gravitația Soarelui, care tinde să reducă viteza de rotație, și una atmosferică creată de încălzirea solară a densei atmosfere venusiene.[26][27] Un aspect curios al orbitei venusiene și al perioadelor de rotație este intervalul mediu de 584 de zile între apropierile maxime de Pământ, care este aproape egal cu cinci zile solare venusiene.[28] Ipoteza unei rezonanțe cu Pământul a orbitei și rotației nu este însă posibilă.[29]

Venus nu are niciun satelit natural,[30] deși asteroidul 2002 VE68 se află acum în relație cvasiorbitală cu ea.[31] În secolul al XVII-lea, Giovanni Cassini a observat un satelit în jurul lui Venus, botezându-l Neith, care a fost văzut de numeroase ori în următoarele 200 de ani, dar s-a determinat în cele din urmă că în majoritatea cazurilor era vorba de stele aflate în vecinătatea aparentă a ei. Studiile lui Alex Alemi și David Stevenson din 2006 asupra modelelor Sistemului Solar timpuriu, efectuate la California Institute of Technology, arată că probabil cu miliarde de ani [câte?] în urmă, Venus avea cel puțin un satelit creat printr-un eveniment major de impact.[32][33] Conform studiului, după 10 milioane de ani, un alt impact a schimbat direcția de rotație a planetei și a determinat prăbușirea în spirală a satelitului venusian[34] [sursa nu confirmă] care s-a unit din nou cu planeta. Dacă vreun impact ulterior a mai creat vreun satelit, și acesta a fost reabsorbit în același mod. O altă explicație a lipsei de sateliți este efectul mareelor solare, care pot destabiliza sateliții mari de pe orbita planetelor terestre apropiate de Soare.[30] [sursa nu confirmă]

Referințe[modificare | modificare sursă]

  1. ^ a b Seidelmann, P. Kenneth (). „Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 90: 155–180. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. Accesat în .  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  2. ^ „Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites”. International Astronomical Union. . Accesat în . 
  3. ^ a b „Venus: Facts & Figures” (html). NASA. Accesat în . 
  4. ^ „Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars”. Planetary Society. Accesat în . 
  5. ^ Unimedia: Sonda spațială Venus Express se va prăbuși peste câteva săptămâni 18.12.2014
  6. ^ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer. p. 61. ISBN 3540004319. 
  7. ^ „Atmosphere of Venus”. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. Accesat în . 
  8. ^ Esposito, Larry W. (). „Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism”. Science. 223 (4640): 1072–1074. Bibcode:1984Sci...223.1072E. doi:10.1126/science.223.4640.1072. PMID 17830154. Accesat în . 
  9. ^ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (). „The Recent Evolution of Climate on Venus”. Icarus. 150 (1): 19–37. Bibcode:2001Icar..150...19B. doi:10.1006/icar.2000.6570. 
  10. ^ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (). „Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas”. Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/BF00579467. 
  11. ^ Kaufmann, W. J. (). Universe. New York: W. H. Freeman. p. 204. ISBN 0-7167-2379-4. 
  12. ^ a b c Nimmo, F.; McKenzie, D. (). „Volcanism and Tectonics on Venus”. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23. 
  13. ^ Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (). „The global resurfacing of Venus”. Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388. 
  14. ^ a b Frankel, Charles (). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47770-3. 
  15. ^ Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (). Fundamental Astronomy. Springer. p. 162. ISBN 3540341439. 
  16. ^ „Venus also zapped by lightning”. CNN. . Arhivat din original la . Accesat în . 
  17. ^ Goettel, K. A. (). „Density constraints on the composition of Venus”. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. pp. 1507–1516. Accesat în .  Citare cu parametru depășit |coauthors= (ajutor)
  18. ^ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. p. 201. ISBN 1402052332. 
  19. ^ Nimmo, F. (). „Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio”. Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo....30..987N. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613. 
  20. ^ a b c d Williams, David R. (). „Venus Fact Sheet”. NASA. Arhivat din original la . Accesat în .  Parametru necunoscut |df= ignorat (ajutor)
  21. ^ „Solex by Aldo Vitagliano”. Accesat în .  (numbers generated by Solex)
  22. ^ Bakich, Michael E. (). The Cambridge planetary handbook. Cambridge University Press. p. 50. ISBN 0521632803. 
  23. ^ Bakich, Michael E. (). The Cambridge planetary handbook. Cambridge University Press. p. 50. ISBN 0-521-63280-3. 
  24. ^ „Could Venus be shifting gear?”. European Space Agency. . Accesat în . 
  25. ^ „Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars”. Planetary Society. Accesat în . 
  26. ^ Correia, Alexandre C. M.; Laskar, Jacques; de Surgy, Olivier Néron (). „Long-term evolution of the spin of Venus I. theory” (PDF). Icarus. 163 (1): 1–23. Bibcode:2003Icar..163....1C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00042-3. 
  27. ^ Correia, A. C. M.; Laskar, J. (). „Long-term evolution of the spin of Venus: II. numerical simulations” (PDF). Icarus. 163 (1): 24–45. Bibcode:2003Icar..163...24C. doi:10.1016/S0019-1035(03)00043-5. 
  28. ^ Gold, T.; Soter, S. (). „Atmospheric tides and the resonant rotation of Venus”. Icarus. 11 (3): 356–366. Bibcode:1969Icar...11..356G. doi:10.1016/0019-1035(69)90068-2. 
  29. ^ Shapiro, I. I.; Campbell, D. B.; de Campli, W. M. (), „Nonresonance rotation of Venus”, Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor, 230: L123–L126, Bibcode:1979ApJ...230L.123S, doi:10.1086/182975 
  30. ^ a b Sheppard, Scott S.; Trujillo, Chadwick A. (). „A survey for satellites of Venus”. Icarus. 202 (1): 12–16. Bibcode:2009Icar..202...12S. doi:10.1016/j.icarus.2009.02.008. 
  31. ^ Mikkola, S.; Brasser, R.; Wiegert, P.; Innanen, K. (). „Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L63. Bibcode:2004MNRAS.351L..63M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07994.x. 
  32. ^ Musser, George (). „Double Impact May Explain Why Venus Has No Moon”. Scientific American. Accesat în . 
  33. ^ Tytell, David (). „Why Doesn't Venus Have a Moon?”. SkyandTelescope.com. Arhivat din original la . Accesat în . 
  34. ^ Whitman, Justine (). „Moon Motion & Tides”. Aerospaceweb.org. Accesat în . 

Vezi și[modificare | modificare sursă]

Legături externe[modificare | modificare sursă]

Commons
Wikimedia Commons conține materiale multimedia legate de Venus
Adus de la https://ro.wikipedia.org/w/index.php?title=Venus&oldid=13034891