OS PLANETAS
terça-feira, outubro 21, 2008 Edit This 0 Comments »  | |
| Dados observacionais | |
|---|---|
| Distância média à Terra | 149.597.871 km |
| Magnitude aparente (V) | -26,8m |
| Magnitude absoluta | 4,8m |
| Características físicas | |
| Diâmetro | 1.392.000 km |
| Diâmetro relativo (dS/dE) | 109 |
| Superfície | 6,09 × 1012 km² |
| Volume | 1,41 × 1027 m³ |
| Massa | 1,9891 × 1030 kg |
| Massa em relação à Terra | 333.400 |
| Densidade | 1.411 kg m-3 |
| Densidade em relação à Terra | 0,26 |
| Densidade em relação à água | 1,409 |
| Gravidade na superfície | 274 m s-2 |
| Gravidade relativa na superfície | 27,9 g |
| Temperatura da superfície | 5.775 K |
| Temperatura na coroa | 5 × 106 K |
| Luminosidade (LS) | 3,827 × 1026 J s-1 |
| Características orbitais | |
| Período de rotação | |
| No equador: | 27d 6h 36m |
| A 30° de latitude: | 28d 4h 48m |
| A 60° de latitude: | 30d 19h 12m |
| A 75° de latitude: | 31d 19h 12m |
| Período de translação ao redor do
centro galáctico | 2,2 × 108 anos |
| Composição da fotosfera | |
| Hidrogênio | 73,46 % |
| Hélio | 24,85 % |
| Oxigênio | 0,77 % |
| Carbono | 0,29 % |
| Ferro | 0,16 % |
| Néon | 0,12 % |
| Nitrogênio | 0,09 % |
| Silício | 0,07 % |
| Magnésio | 0,05 % |
| Enxofre | 0,04 % |
O Sol (do latim Sol) é a estrela central do nosso sistema planetário solar. Atualmente, sabe-se que em torno dele gravitam pelo menos oito planetas, quatro planetas anões, 1.600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas. Sua massa é 333.000 vezes a da Terra e o seu volume 1.400.000 vezes. A distância do nosso planeta ao Sol é de cerca de 150 milhões de quilômetros (ou 1 unidade astronômica (UA), aproximadamente). A luz solar demora 8 minutos e 18 segundos para chegar à Terra.
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utura solar
O Sol, tal como as restantes estrelas, é uma esfera de plasma que se encontra em equilíbrio hidrostático entre as duas forças principais que agem dentro dele: para fora a pressão termodinâmica, produto das altas |temperaturas internas, e para dentro a força gravitacional. A estrutura solar pode ser dividida em duas grandes regiões: o Interior e a Atmosfera, entre elas se encontra uma fina camada, que pode ser considerada a superfície, chamada Fotosfera.
Interior solar
O interior solar possui três regiões bem diferentes: o núcleo, que é onde se produzem as reações nucleares que transformam a massa em energia através da fusão nuclear. Acima desta achamos a região radioativa e por último a região convectiva. Nenhuma destas regiões pode ser observada de forma direta já que a radiação é completamente absorvida (e reemitida) e o conhecimento que temos delas é através de modelos teóricos ou observações indiretas, principalmente por meio da heliosismologia.
Superfície e atmosfera solar
Por cima da região convectiva encontramos a fotosfera. A luz irradiada pela fotosfera não é completamente atenuada pelas camadas superiores e portanto se converte na região mais funda que podemos observar do Sol. Na fotosfera, a emissão acontece em todas as bandas do espectro luminoso produzindo a luz branca característica do Sol ao olho nu. A região encontra-se a uma temperatura média de 5.775 K (ou 5.502 oC) e tem uma densidade de 1014 a 1015 partículas por cm3.
As camadas superiores à fotosfera são chamadas de atmosfera solar. A primeira, logo acima da fotosfera, é a cromosfera, cuja temperatura varia dos 6.000 K até os 30.000 K, com uma espessura de uns 2.300 km, embora existe muita controvérsia a respeito.
A camada mais externa chama-se coroa, e sua temperatura vai de 1 milhão até vários milhões de graus kelvin. Em contrapartida a densidade da coroa é muito baixa, sendo de 1010 cm-3 em sua base e diminuindo em direção oposta ao centro do Sol. A coroa não possui limite superior, pode-se dizer que ela se estende pelo Sistema Solar inteiro. Entre a cromosfera e a coroa há uma estreita faixa chamada região de transição. Um dos grandes problemas da física solar é explicar que mecanismo consegue aumentar a temperatura da atmosfera solar dos perto de 5.500 K da fotosfera para o milhão de graus da Coroa.
Ciclo solar
O ciclo solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso planeta. Estudos de heliosismologia executados a partir de sondas espaciais permitiram observar certas "vibrações solares", cuja frequência cresce com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de 11 anos de erupções, a cada 22 anos existe a manifestação do chamado hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas em direção aos pólos, que resulta em dois ciclos de 18 anos com incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta.
Ionosfera
A ionosfera se localiza entre 60 e 400 km de altitude, é composta de íons, plasma ionosférico, e, devido à sua composição, reflete ondas de rádio até aproximadamente 30 MHz.
Fotosfera
A fotosfera do Sol tem a aparência da superfície líquida cheia de bolhas, em ebulição; isso é chamado de granulação fotosférica. Os grânulos tem em torno de 500km de diâmetro e duram cerca de 10 minutos cada.
2. Mercúrio (planeta)
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| Características orbitais | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Raio orbital médio: | 57.910.000 km | ||||||
| Periélio: | 46,001,200 km | ||||||
| Afélio: | 69,816,900 km | ||||||
| Excentricidade: | 0.20563069 | ||||||
| Período orbital: | 87 dias e 23 horas | ||||||
| Velocidade orbital média: | 47.87 km/s | ||||||
| Inclinação: | 7.004° | ||||||
| Satélites naturais: | - | ||||||
| Características físicas | |||||||
| Diâmetro equatorial: | 4879.4 km | ||||||
| Área da superfície: | 7.5 × 107 km² | ||||||
| Massa: | 3.302×1023 kg | ||||||
| Densidade média: | 5.43 g/cm³ | ||||||
| Aceleração gravítica á superfície: | 2.78 m/s2 | ||||||
| Velocidade de escape: | 11,18 km/s | ||||||
| Período de rotação: | 58 dias 15.5 horas | ||||||
| Inclinação axial: | 0.01° | ||||||
| Albedo: | 0.10-0.12 | ||||||
| Temperatura á superfície: |
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| Atmosfera | |||||||
| Pressão atmosférica: | Traços | ||||||
| Composição: | 31.7% de Potássio
24.9% de Sódio 9.5% de Oxigênio Atômico 7.0% de Argônio 5.9% de Hélio 5.6% de Oxigênio molecular 5.2% de Nitrogênio 3.6% de Dióxido de Carbono 3.4% de Água 3.2% de Hidrogênio | ||||||
Mercúrio é o mais próximo planeta do Sol e portanto o primeiro dos quatro planetas rochosos do sistema solar. Ele também é o menor planeta do nosso sistema, com diâmetro aproximadamente 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno. Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta.
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Ambiente geral
Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos. Existem escarpas com vários quilômetros de altura e centenas de quilômetros de comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não tem atmosfera e a que tem não é decerto suficiente para causar a dispersão da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, que seria a Terra
Satélites
Mercúrio é um dos dois planetas que orbitam o Sol que não tem satélites conhecidos, além de Vénus. Mercúrio e Vénus são considerados "planetas sem-lua".
História do conhecimento sobre o planeta
1610 - O astrônomo italiano Galileu Galilei faz a primeira observação de Mercúrio através de um telescópio. Em 1631 - O astrônomo francês Pierre Gassendi faz a primeira observação com telescópio de um trânsito de Mercúrio frente ao Sol. Em 1639 - O astrônomo italiano Giovanni Zupus descobriu que Mercúrio tinha fases (como a Lua), evidência que o planeta circunda o Sol e em 1841 - O astrônomo alemão Johann Franz Encke faz a primeira medição da massa de Mercúrio, usando as perturbações gravitacionais sobre o Cometa Encke
Antes da Mariner 10, pouco era conhecido sobre Mercúrio por causa da dificuldade de o observar com os telescópios, da Terra. Na máxima distância, visto da Terra, está apenas a 28 graus do Sol. Por isso, só pode ser visto durante o dia ou imediatamente antes do nascer-do-Sol ou imediatamente depois do pôr-do-Sol. Quando observado ao amanhecer ou ao anoitecer, Mercúrio está tão baixo no horizonte, que a luz tem que passar através do equivalente a 10 vezes a camada da atmosfera terrestre que passaria se Mercúrio estivesse diretamente por cima de nós.
Durante a década de 1880, Giovanni Schiaparelli criou um esquema onde mostrava algumas estruturas de Mercúrio. Ele concluiu que Mercúrio deveria estar "preso" ao Sol de modo a acompanhar o seu movimento, tal como a Lua está "presa" à Terra. Em 1962, radio-astrónomos estudaram as emissões rádio de Mercúrio e concluíram que o lado escuro é quente demais para estar preso, acompanhando o movimento. Era de esperar que fosse muito mais frio se estivesse sempre virado para o lado oposto ao Sol. Em 1965, os rádio-astrônomos americanos Gordon Pettengill e Rolf Dyce calcularam o período de rotação de Mercúrio como sendo de 59 +- 5 dias baseado em observações de radar. Mais tarde, em 1971, Goldstein melhorou o cálculo do período de rotação para 58.65 +- 0.25 dias por meio de observações do radar. Após observações mais próximas obtidas pela Mariner 10, o período foi definido como sendo de 58.646 +- 0.005 dias.
Rotação
Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio (desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias terrestres, conforme se mostra no diagrama seguinte. Mercúrio leva 59 Dias para completar uma rotação completa em si mesmo.
No passado distante de Mercúrio, o seu período de rotação deve ter sido menor. Os cientistas especularam que a rotação deve ter sido de cerca de 8 horas, mas ao longo de milhões de anos foi gradualmente retardando por influência do Sol. Um modelo deste processo mostra que este retardamento levaria 109 anos e deveria ter elevado a temperatura interior de 100 graus Kelvin.
Mariner 10
Muitas das descobertas científicas sobre Mercúrio vêm da sonda espacial Mariner 10 que foi lançada em 3 de Novembro de 1973. Ela passou em 29 de Março de 1974 a uma distância de 705 quilómetros da superfície do planeta. Em 21 de Setembro de 1974 passou Mercúrio pela segunda vez e em 16 de Março de 1975 pela terceira vez. Durante estas visitas, foram obtidas mais de 2,700 fotografias, cobrindo 45% da superfície de Mercúrio. Até esta altura, os cientistas não suspeitavam que Mercúrio tinha um campo magnético. Eles pensavam que, por Mercúrio ser pequeno, o seu núcleo teria solidificado há muito tempo. A presença de um campo magnético indica que o planeta tem um núcleo de ferro que está pelo menos parcialmente fundido. Os campos magnéticos são gerados pela rotação de um núcleo condutivo fundido e este efeito é conhecido por efeito de dínamo.
A Mariner 10 mostrou que Mercúrio tem um campo magnético que tem aproximadamente 0,1% da intensidade do campo magnético da Terra. Este campo magnético está inclinado 7 graus em relação ao eixo de rotação de Mercúrio e produz uma magnetosfera à volta do planeta. A origem do campo magnético é desconhecida. Pode ser produzido pelo núcleo de ferro parcialmente líquido no interior do planeta. Outra origem do campo pode ser a magnetização remanescente das rochas férreas que foram magnetizadas quando o planeta tinha um campo magnético forte, durante a sua juventude. Quando o planeta arrefeceu e solidificou, a magnetização remanescente permaneceu.
Densidade
Já antes da Mariner 10, sabia-se que Mercúrio tinha uma alta densidade. A sua densidade é de 5.44 g/cm3 que é comparável à densidade da Terra, de 5.52g/cm3. Num estado não comprimido a densidade de Mercúrio é 5.5 g/cm3 enquanto a da Terra é apenas 4.0 g/cm3. Esta alta densidade indica que o planeta é constituído por 60 a 70 por cento em peso de metal e 30 por cento em peso de silicatos. Isto dá um núcleo com um raio de 75% do raio do planeta e um volume do núcleo de 42% do volume do planeta.
Características da superfície
As fotografias obtidas pela Mariner 10 mostram um mundo que parece a Lua. Está crivado de crateras, contém bacias de anéis e muitas correntes de lava. As crateras variam em tamanho desde os 100 metros (a resolução de imagem menor que se consegue obter pela Mariner 10) até 1,300 quilómetros e estão em vários estados de conservação. Algumas são recentes com arestas vivas e raios brilhantes. Outras estão altamente degradadas, com arestas que foram suavizadas pelo bombardeamento de meteoritos. A maior cratera em Mercúrio é a bacia Caloris Planitia. Uma bacia foi definida por William K Hartmann & Gerard Peter Kuiper (1962) como uma "depressão circular larga com anéis concêntricos distintos e linhas radiais." Outros consideram cada cratera com mais de 200 quilómetros como uma bacia. A bacia Caloris tem 1,300 quilómetros de diâmetro, e provavelmente foi causada por um projéctil com uma dimensão de mais de 100 quilómetros. O impacto produziu uma elevação com anéis concêntricos com três quilómetros de altura e expeliu matéria pelo planeta até uma distância de 600 a 800 quilómetros. (Outro bom exemplo de uma bacia com anéis concêntricos é a região Valhalla em Callisto, uma lua de Júpiter.) As ondas sísmicas produzidas pelo impacto em Caloris concentraram-se no outro lado do planeta e provocaram uma zona de terreno caótico. Após o impacto, a cratera foi parcialmente cheia com lava. Mercúrio está cheio de grandes penhascos ou escarpas que aparentemente se formaram quando Mercúrio arrefeceu e sofreu uma compressão de alguns quilómetros. Esta compressão produziu uma crusta enrugada com escarpas de quilómetros de altura e centenas de quilómetros de comprimento.
A maior parte da superfície de Mercúrio está coberta de planícies. Muitas delas são antigas e crivadas de crateras, mas algumas das planícies têm menos crateras. Os cientistas classificaram estas planícies como planícies intercrateras e planícies suaves. Planícies intercrateras estão menos saturadas de crateras que têm menos de 15 quilómetros de diâmetro. Estas planícies provavelmente foram formadas quando as correntes de lava cobriram os terrenos mais antigos. As planícies suaves são recentes com poucas crateras. Existem planícies suaves à volta da bacia Caloris. Em algumas áreas podem ser vistas pequenas porções de lava a preencher as crateras.
Formação do planeta
A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 bilhões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crosta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.
3. Vénus (planeta)
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| Características orbitais | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Raio orbital médio: | 108,208,930 km | ||||||
| Periélio: | 107,476,259 km | ||||||
| Afélio: | 108,942,109 km | ||||||
| Excentricidade: | 0.0068 | ||||||
| Período orbital: | 224.70069 dias | ||||||
| Velocidade orbital média: | 35.02 km/s | ||||||
| Inclinação: | 3.39471° | ||||||
| Satélites naturais: | - | ||||||
| Características físicas | |||||||
| Diâmetro equatorial: | 6051.8 ± 1.0 km | ||||||
| Área da superfície: | 4.60×108 km² | ||||||
| Massa: | 4.8685×1024 kg | ||||||
| Densidade média: | 5.204 g/cm³ | ||||||
| Aceleração gravítica á superfície: | 8.87 m/s² | ||||||
| Velocidade de escape: | 10.46 km/s | ||||||
| Período de rotação: | −243.0185 dias | ||||||
| Inclinação axial: | 177.36° | ||||||
| Albedo: | 0.65 | ||||||
| Temperatura á superfície: |
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| Atmosfera | |||||||
| Pressão atmosférica: | 9.3 MPa | ||||||
| Composição: | ~96,5% de Dióxido de carbono
~3,5% de Nitrogênio 0,015% de Dióxido de enxofre 0,007% de Argônio 0,002% de Vapor de água 0,0017% de Monóxido de carbono 0,0012% de Hélio 0,0007% de Neônio Traços de Sulfeto de carbonila, Ácido clorídrico, Ácido fluorídrico | ||||||
Vénus (português europeu) ou Vênus (português brasileiro) é o segundo planeta do Sistema Solar em ordem de distância a partir do Sol. Recebe seu nome em honra da deusa romana do amor Vénus. Trata-se de um planeta do tipo terrestre ou telúrico, chamado com frequência de planeta irmão da Terra, já que ambos são similares quanto ao tamanho, massa e composição. A órbita de Vénus é uma elipse praticamente circular, com uma excentricidade de menos de 1%.
Vénus se encontra mais próximo do Sol do que a Terra, podendo ser encontrado aproximadamente na mesma direção do Sol (sua maior inclinação é de 47,8°). Da Terra pode ser visto somente algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso. Apesar disso, quando Vénus está mais brilhante pode ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua). Vénus é normalmente conhecido como a estrela da manhã (Estrela d'Alva) ou estrela da tarde (vésper) ou ainda Estrela do Pastor. Quando visível no céu noturno, é o objeto mais brilhante do firmamento, além da Lua, devido ao seu grande brilho, cuja magnitude pode chegar a -4,4 (costuma-se ser da magnitude de -3,8)
Por este motivo, Vénus era conhecido como o planeta desde os tempos pré-históricos. Seus movimentos no céu eram conhecidos pela maioria das antigas civilizações, adquirindo importância em quase todas as interpretações astrológicas do movimento planetário. Em particular, a civilização maia elaborou um calendário religioso baseado nos ciclos de Vénus (ver Calendário maia). O símbolo do planeta Vénus é uma representação estilizada do símbolo da deusa Vénus: um círculo com uma pequena cruz abaixo, utilizado também para representar o sexo feminino.
O adjetivo venusiano é mais comumente usado para Vénus, embora seja etimologicamente incorreto. O verdadeiro adjetivo do latim, venéreo, não é usado porque a aceitação moderna da palavra se associa com as enfermidades venéreas, particularmente as de transmissão sexual.
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Características orbitais
Órbita
Os outros planetas exibem órbitas elípticas, ao contrário de Vénus, que tem uma órbita parecida com um círculo, com uma excentricidade inferior a 1%.
Como Vénus está mais próximo do Sol do que a Terra, sempre aparece próximo deste, sendo que a máxima distância angular entre ambos os corpos é de 47,8°. Deste modo na Terra pode ser visto poucas horas antes do amanhecer (quando recebe o nome de estrela da manhã ou Estrela d'Alva) ou pouco depois do anoitecer (quando recebe o nome de Estrela Vésper). Nos períodos em que Vénus está mais brilhante pode sem dúvida ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua).
O ciclo entre duas inclinações máximas dura 584 dias. Depois de 584 dias Vénus aparece numa posição a 72° da inclinação anterior. Depois de 5 períodos de 72° em uma circunferência, Vénus regressa ao mesmo ponto do céu a cada 8 anos (menos dois dias correspondentes aos anos bissextos). Este período era conhecido como o ciclo Sothis no Antigo Egito.
Na conjunção inferior, Vénus pode se aproximar da Terra mais do que nenhum outro planeta. No dia 16 de Dezembro de 1850, Vénus alcançou uma distância mais próxima da Terra desde 1800 com um valor de 39.514.827 quilômetros (0,26413854 UA). Esta será a aproximação mais próxima da Terra até o ano 2101, quando Vénus alcançará uma distância de 39.541.578 quilômetros (0,26431736 UA).
Rotação
Observado de um ponto hipotético localizado acima do pólo Norte do Sol, Vénus gira sobre si mesmo lentamente num movimento de Leste a Oeste (sentido horário) ao invés de Oeste a Leste (movimento anti-horário) como os demais planetas (exceto Urano). Esta rotação contrária aos demais planetas fica a dever-se ao facto de Vénus ter os pólos invertidos. Se se pudesse ver o Sol na superfície de Vénus, este nasceria no Oeste e teria o seu ocaso no Leste com uma duração dia-noite de 116,75 dias terrestres, correspondendo um ano terrestre a 1,92 dias venusianos. Apesar da rotação horária, os períodos de rotação e orbital de Vénus estão sincronizados de tal maneira que apresenta sempre a mesma face do planeta para a Terra quando ambos os corpos estão a menor distância. Isto poderia ser uma simples coincidência, porém existem especulações sobre uma possível origem desta sincronização como resultado da ação das marés, afetando a rotação de Vénus quando ambos os corpos estão suficientemente próximos.
Características físicas
Atmosfera
Vénus possui uma densa atmosfera, composta em sua maior parte por dióxido de carbono e uma pequena quantidade de nitrogênio. A pressão atmosférica ao nível do solo é de 90 vezes superior a pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilômetro abaixo do nível do mar na Terra). A enorme quantidade de CO2 da atmosfera provoca um forte efeito estufa que eleva a temperatura da superfície do planeta até 460 °C nas regiões menos elevadas ao redor do Equador. Isto faz Vénus ser mais quente do que Mercúrio, apesar de estar a mais do que o dobro da distância do Sol que este e receber somente 25% de sua radiação solar (2.613,9 W/m² na atmosfera superior e 1.071,1 W/m² na superfície). Devido à inércia térmica de sua pesada atmosfera e ao transporte de calor pelos fortes ventos de sua atmosfera, a temperatura não varia de forma significativa entre o dia e a noite. Apesar da lenta rotação de Vénus (menos de uma rotação por ano venusiano, equivalente a uma velocidade de rotação no Equador de 6,5km/h), os ventos da atmosfera superior circundam o planeta em somente 4 dias, distribuindo eficazmente o calor. Além do movimento zonal da atmosfera de Oeste a Leste, há um movimento vertical em forma de célula de Hadley, que transporta o calor do Equador até as regiões polares, incluindo as latitudes médias do lado não iluminado do planeta.
A radiação solar quase não alcança a superfície do planeta. As densas camadas de nuvens refletem a maior parte da luz do Sol ao espaço, e a maior parte da luz que atravessa as nuvens é absorvida pela atmosfera. Isto impede a maior parte da luz do Sol de aquecer a superfície. O albedo bolométrico de Vénus é de aproximadamente 60%, e seu albedo visual é ainda maior, o qual conclui que, apesar de encontrar-se mais próximo do Sol do que a Terra, a superfície de Vénus não se aquece nem se ilumina como era de esperar pela radiação solar que recebe. Na ausência do efeito estufa, a temperatura na superfície de Vénus poderia ser similar à da Terra. O enorme efeito estufa, associado à imensa quantidade de CO2 na atmosfera retém o calor, provocando as elevadas temperaturas deste planeta.
Os fortes ventos na parte superior das nuvens podem alcançar 350 km/h, embora a nível do solo, os ventos são muito mais lentos. Apesar disto, devido a altíssima pressão da atmosfera na superfície de Vénus, estes fracos ventos exercem uma força considerável contra os obstáculos. As nuvens são compostas principalmente por gotículas de dióxido de enxofre e ácido sulfúrico, e cobrem o planeta por inteiro, ocultando a maior parte dos detalhes da superfície à observação externa. A temperatura da parte superior das nuvens (a 70 km acima da superfície) é de -45 °C. A temperatura média da superfície de Vénus, é de 464 °C. A temperatura da superfície nunca é menor do que 400 °C.
Características da superfície
Vénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Se desconhece porque Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteróide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afetam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conhece com clareza o mecanismo.
Vénus tem duas mesetas principais em forma de continentes, elevando-se sobre uma vasta planície. A meseta do Norte é chamada de Ishtar Terra, e contém a maior montanha de Vénus (Aproximadamente dois quilômetros mais alta que o Monte Everest), chamada de Maxwell Montes em honra de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tem o tamanho aproximado da Austrália. No hemisfério Sul se encontra Aphrodite Terra, maior que o anterior e com o tamanho equivalente ao da América do Sul. Entre estas mesetas existem algumas depressões do terreno, que incluem Atalanta Planitia, Guinevere Planitia e Lavinia Planitia. Com a única exceção do Maxwell Montes, todas as características distinguíveis do terreno (acidentes geográficos) adotam nomes de mulheres mitológicas.
A densa atmosfera de Vénus faz com que os meteoritos se desintegrem rapidamente na sua descida à superfície, embora os maiores possam chegar à superfície, originando uma cratera quando têm energia cinética suficiente. Por causa disto, não podem formar crateras de impacto com menos de 3,2 quilômetros de diâmetro.
Aproximadamente 90% da superfície de Vénus parece consistir em basalto recentemente solidificado (em termos geológicos) com muito poucas crateras de meteoritos. As formações mais antigas presentes em Vénus não parecem ter mais de 800 milhões de anos, sendo a maior parte do solo consideravelmente mais jovem (não mais do que algumas centenas de milhões de anos em sua maior parte), o qual sugere que Vénus sofreu um cataclisma que afetou a sua superfície, e não faz muito tempo no passado geológico.
O interior do planeta Vénus é provavelmente similar ao da Terra: um núcleo de ferro de 3.000 km de raio, com um manto rochoso que forma a maior parte do planeta. Segundo dados dos medições gravitacionais da sonda Magellan, a crosta de Vénus é mais dura e grossa do que se havia pensado. É sabido que Vénus não tem placas tectônicas móveis como a Terra, porém em seu lugar se produzem massivas erupções vulcânicas que inundam a sua superfície com lava fresca. Outras descobertas recentes sugerem que Vénus está vulcanicamente ativo.
O campo magnético de Vénus é muito fraco comparado com o de outros planetas do Sistema Solar. Isto se pode dever a sua lenta rotação, insuficiente para formar o sistema de «dínamo interno» de ferro líquido. Como resultado disto, o vento solar atinge a atmosfera de Vénus sem ser filtrado. Se supõe que Vénus teve originalmente tanta água como a Terra, pois que ao estar submetida a ação do Sol sem nenhum filtro protetor, o vapor d'água na alta atmosfera se dissocia em hidrogênio e oxigênio, escapando o hidrogênio ao espaço por causa da sua baixa massa molecular. A porcentagem de deutério (um isótopo pesado do hidrogênio que não escapa tão facilmente) na atmosfera de Vénus parece apoiar esta teoria. Se supõe que o oxigênio molecular se combinou com os átomos da crosta (embora grandes quantidades de oxigênio permanecem na atmosfera em forma de dióxido de carbono). Por causa desta seca, as rochas de Vénus são muito mais pesadas que as da Terra, o qual favorece a formação de montanhas maiores, vales profundos e outras formações.
Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egito (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas tênues que pareciam estar no lugar correto em momento correto), e hoje se sabe que Vénus não tem nenhum satélite.
Observação e exploração de Vénus
Observações históricas
Vénus é o astro mais característico no céu da manhã e da tarde da Terra (depois do Sol e da Lua), e é conhecido pelo Homem desde a pré-história. Um dos documentos mais antigos que sobreviveram da biblioteca babilônica de Assurbanípal, datado de 1600 a.C., é um registro de 21 anos do aspecto de Vénus (que os primeiros babilônios chamaram de Nindaranna). Os antigos sumérios e babilônios chamaram Vénus «Dil-bat» ou «Dil-i-pat»; na cidade mesopotâmica de Akkad era a estrela da deusa-mãe Ishtar, e em chinês seu nome é «Jīn-xīng» (金星), o planeta do elemento metal.
Vénus é considerado como o mais importante dos corpos celestes observados pelos maias, que o chamaram «Chak ek» (a grande estrela). Possivelmente se deu mais importância junto com o Sol. Os maias estudaram atentamente os movimentos de Vénus. Pensaram que as posições de Vénus e outros planetas tinham influência sobre a vida na Terra, porque os maias e outras culturas pré-colombianas programaram suas guerras e outros eventos importantes baseando-se em suas observações. No códice de Dresden, os maias incluíram um almanaque em que mostravam o ciclo completo de Vénus, em cinco grupos de 584 dias cada um (aproximadamente oito anos), depois dos quais se repetia o mesmo esquema (Vénus dá treze voltas ao redor do Sol praticamente no mesmo tempo que a Terra tarda em dar oito).
Os antigos gregos pensavam que as aparições matutinas e vespertinas de Vénus eram dois corpos diferentes, e os chamaram de «Héspero» quando aparecia no céu do oeste ao entardecer e «Fósforo» quando aparecia no céu do leste ao amanhecer. Foi Pitágoras quem primeiro falou que ambos os objetos eram o mesmo planeta. No século IV a.C., Heráclides Pôntico propôs que tanto Vénus como Mercúrio orbitavam o Sol ao invés de orbitar a Terra. O nome Vénus significa deusa romana do amor e da beleza.
Ao encontrar a órbita de Vénus entre a Terra e o Sol, da Terra podemos distinguir suas diferentes fases de uma forma parecida àquelas que podemos ver da Lua. Galileo Galilei foi a primeira pessoa a observar as fases de Vénus em Dezembro de 1610, uma observação que sustentava a então discutida teoria heliocêntrica do Sistema Solar de Copérnico. Também anotou as mudanças de tamanho do diâmetro visível de Vénus em suas diferentes fases, sugerindo que este se encontrava mais longe da Terra quando ele estava cheio e mais próximo quando se encontrava na fase crescente. Estas observações proporcionaram uma sólida base ao modelo heliocêntrico.
Vénus está mais brilhante quando 25% de seu disco (aproximadamente) se encontra iluminado, o que ocorre 37 dias antes da conjunção inferior (no céu vespertino) e 37 dias depois da conjunção (no céu matutino). Sua maior inclinação e altura sobre o horizonte se produz aproximadamente 70 dias antes e depois da conjunção inferior, momento em que mostra a fase média; entre estes intervalos, Vénus é visível durante as primeiras e últimas horas do dia se o observador saber de onde localizá-lo. O período de movimento retrógrado é de vinte dias em cada lado da conjunção inferior.
Em raras ocasiões, Vénus pode ser visto no céu da manhã e da tarde no mesmo dia. Isto sucede quando Vénus se encontra em sua máxima separação a respeito da eclíptica e ao mesmo tempo, esse encontra na conjunção inferior; daí então de um dos nossos hemisférios se pode ver em ambos os momentos. Esta oportunidade apresentou recentemente para os observadores do hemisfério Norte durante alguns dias a partir de 29 de março de 2001, e o mesmo sucedeu no hemisfério Sul em 19 de agosto de 1999. Estes eventos se repetem a cada oito anos de acordo com o ciclo sinódico do planeta.
Os trânsitos de Vénus acontecem quando o planeta cruza diretamente o caminho entre a Terra e o Sol e são eventos astronômicos relativamente raros. A primeira vez que observou este trânsito astronômico foi em 1639 por Jeremiah Horrocks e William Crabtree. O trânsito de 1761, observado por Mikhail Lomonosov, proporcionou a primeira evidência de que Vénus tinha uma atmosfera, e as observações telescópicas do século XIX durante seus trânsitos permitiram obter pela primeira vez um cálculo preciso da distância entre a Terra e o Sol. Os trânsitos só podem ocorrer em Junho ou Dezembro, sendo estes os momentos em que Vénus cruza a eclíptica (o plano em que a Terra órbita ao redor do Sol), e sucedem em pares a intervalos de oito anos, separados os pares de trânsitos por mais de um século. O par de trânsitos anterior sucedeu em 1874 e 1882, e o presente par de trânsitos são os de 2004 e 2012.
No século XIX, muitos observadores atribuíram a Vénus um período de rotação aproximado de 24 horas. O astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli foi o primeiro a prever um período de rotação significativamente menor, propondo que a rotação de Vénus estava bloqueada pelo Sol (o mesmo que propôs para Mercúrio). Embora realmente não seja verdade para nenhum dos dois corpos, era uma estimação bastante aproximada. A quase ressonância entre sua rotação e a maior aproximação da Terra ajudou a criar esta impressão, já que Vénus sempre aparece na mesma face quando se encontra na melhor posição para ser observado. O período de rotação de Vénus foi observado pela primeira vez durante a conjunção de 1961 através de uma antena de radar de 26 metros em Goldstone, Califórnia, a partir do observatório de radioastronomia Jodrell Bank no Reino Unido e nas instalações de espaço profundo da União Soviética de Yevpatoria. A precisão foi refinada nas seguintes conjunções, principalmente às de Goldstone e Yevpatoria. O sentido de rotação retrógrado deste planeta não foi confirmado até 1964.
Antes das observações de rádio dos anos sessenta, muitos acreditam que Vénus tinha um ambiente como o da Terra. Isto era devido ao tamanho do planeta e do seu raio orbital, que sugeriam claramente uma situação parecida com a da Terra, assim como a grossa camada de nuvens que impediam ver a superfície. Entre as especulações sobre Vénus estavam as de que este tinha um ambiente selvagem, e que possuía oceanos de petróleo e de água carbonatada. Sem dúvida, as observações através de microondas em 1956 por C. Mayer et al, indicavam uma alta temperatura da superfície de 600 K. Estranhamente, as observações feitas por A.D. Kuzmin na banda milimétrica indicavam temperaturas muito mais baixas. Duas teorias contrárias explicavam o incomum espectro de rádio: uma delas sugeria que as altas temperaturas se originavam na ionosfera e a outra sugeria uma superfície quente.
Exploração espacial de Vénus
A órbita de Vénus é 28 por cento mais próxima do Sol do que a Terra. Por este motivo, as naves espaciais que viajam até Vénus devem percorrer mais de 41 milhões de quilómetros adentrando-se no campo gravitacional do Sol, perdendo no processo parte de sua energia potencial. A energia potencial se transforma então em energia cinética, o que se traduz em um aumento da velocidade da nave. Por outro lado, a atmosfera de Vénus não impede as manobras de freio atmosférico do mesmo tipo que as outras naves efetuaram sobre Marte, já que para isto é necessário contar com uma informação extremamente precisa da densidade atmosférica nas camadas superiores e, sendo Vénus um planeta de atmosfera densa, suas camadas exteriores são muito mais variadas e complexas do que Marte.
A primeira sonda a visitar Vénus foi a sonda espacial soviética Venera 1, no dia 12 de Fevereiro de 1961, sendo a primeira sonda lançada para outro planeta. A nave foi avariada em sua trajetória, e a primeira sonda a chegar a Vénus com sucesso foi a americana Mariner 2, em 1962. Em 1 de Março de 1966, a sonda soviética Venera 3 estatelou sobre a superfície de Vénus, convertendo-se na primeira nave espacial em alcançar a superfície de outro planeta. Em continuação, diversas sondas soviéticas foram se aproximando cada vez mais com o objetivo de pousar sobre a superficie venusiana. A Venera 4 entrou na atmosfera de Vénus do dia 18 de Outubro de 1967 e foi a primeira sonda a transmitir dados medidos diretamente de outro planeta. A cápsula mediu temperaturas, pressões, densidades, e realizou onze experimentos químicos para analisar a atmosfera. Seus dados mostravam 95% de dióxido de carbono, e em combinação com os dados da sonda Mariner 5, mostrou que a pressão da superfície era muito maior do que o previsto (entre 75 e 100 atmosferas). O primeiro pouso com êxito na superfície de Vénus foi realizado pela sonda Venera-7, no dia 15 de Dezembro de 1970. Esta sonda revelou que as temperaturas da superfície do planeta estão entre 457 e 474 °C . A Venera-8 aterrissou em 22 de Julho de 1972. Apesar de todos os dados sobre pressões e temperaturas, seu fotômetro mostrou que as nuvens de Vénus formavam uma camada compacta que terminava a 35 quilômetros acima da superfície.
A sonda soviética Venera 9 entrou na órbita de Vénus em 22 de Outubro de 1975, convertendo-se no primeiro satélite artificial de Vénus. Um pacote de câmaras e espectrômetros retornaram http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=User:MarkS/XEB/live.css&action=raw&ctype=text/css&dontcountme=s">informações sobre as camadas de nuvens, a ionosfera e a magnetosfera, assim como medições da superfície realizadas por radar. A cápsula de descida de 660 kg da Venera 9 se separou da nave principal e aterrissou suavemente, obtendo as primeiras imagens da superfície e analisando a superfície com um espectrômetro de raios gama e um densímetro. Durante a descida realizou medições de pressão, temperatura e fotométricas, assim como a densidade das nuvens. Descobriu-se que as nuvens de Vénus formavam três camadas distintas. Em 25 de Outubro, a Venera 10 realizou uma série similar de experimentos.
Em 1978, a NASA enviou a sonda espacial Pioneer a Vénus. A missão Pioneer Venus consistia em dois componentes lançados em separado: um orbitador e uma multisonda. A multisonda Pioneer Venus consistia em uma sonda atmosférica maior e outras três menores. A sonda maior foi lançada em 16 de Novembro de 1978, e as outras três menores foram lançadas no dia 20 de novembro. As quatro sondas entraram na atmosfera de Vénus em 9 de Dezembro, seguidas pelo veículo que as portavam. Embora não se esperava que nenhuma das sondas sobrevivesse à descida, uma das sondas continuou operando por 45 minutos depois de alcançar a superfície. O veículo orbital da Pioneer Venus foi inserido em uma órbita elíptica ao redor de Vénus em 4 de Dezembro de 1978. Transportava 17 experimentos e funcionou até esgotar o seu combustível de manobra, quando ele perdeu sua orientação. Em Agosto de 1992 entrou na atmosfera de Vénus e foi destruído.
A exploração espacial de Vénus permaneceu muito ativa durante os finais dos anos 70 e os primeiros anos da década de 80. Começou a conhecer em detalhes a geologia da superfície de Vénus, e descobriram vulcões ocultos incomumente massivos denominados «coronae» e «arachnoids». Vénus não apresenta evidências de placas tectônicas, a menos de que todo o hemisfério norte do planeta forme parte de uma só placa. As duas camadas superiores de nuvens resultaram estar compostas de gotículas de ácido sulfúrico, embora a camada inferior seja composta provavelmente por uma solução de ácido fosfórico. As missões Vega enviaram balões que flutuaram a 53 quilômetros de altitude durante 46 e 60 horas respectivamente, viajando ao redor de um terço do perímetro do planeta. Estes balões mediram velocidades do vento, temperaturas, pressões e densidade das nuvens. Descobriu um maior nível de turbulência e de convecção que o esperado, inclusive ocasionais oscilações com quedas de altitude das sondas de um a três quilômetros.
Em 10 de Agosto de 1990, a sonda norte-americana Magellan chegou a Vénus, realizando medidas por radar da superfície do planeta e obtendo mapas de uma resolução de 100 metros em 98% do planeta. Depois de uma missão de quatro anos, a sonda Magellan, tal como estava planejado, entrou na atmosfera de Vénus a 11 de Outubro de 1994 e vaporizou-se parcialmente, embora se supõe que algumas partes da mesma alcançaram a superfície do planeta. Desde então, várias sondas espaciais em rota para outros destinos usaram o método de sobrevôo orbital de Vénus para incrementar a sua velocidade mediante o impulso gravitacional. Isto inclui as missões Galileo a Júpiter e a Cassini-Huygens a Saturno (com dois sobrevôos).
A Agência Espacial Européia tem uma missão a Vénus chamada Vénus Express que está estudando a atmosfera e as características da superfície de Vénus em órbita. A missão foi lançada no dia 09 de novembro de 2005 pelo foguete Soyuz e chegou a Vénus no dia 11 de abril de 2006, depois de aproximadamente 150 dias de viagem. A Agência Espacial Japonesa (JAXA) planeja também uma missão a Vénus entre 2008 e 2009.
Referências culturais
O planeta Vénus inspirou numerosas referências religiosas e astrológicas nas civilizações antigas. A inspiração mitológica de Vénus se estende também a obras de ficção como:
- O Silmarillion, de J.R.R. Tolkien, base mitológica de O Senhor dos Anéis, Eärendil aparece em sua frente um dos três Silmarils, e viaja com sua barca pelo céu por mandado de Manwë para ser a luz da esperança para os homens, dando deste modo uma explicação mitológica a Vénus.
Em tempos mais modernos, a ausência de detalhes observáveis da sua superfície era interpretada desde finais do século XIX como evidência de grandes nuvens que ocultavam un mundo rico em água em que se especulava a presença de vida extraterrestre sendo um mundo utilizado frequentemente nas histórias de ficção científica dos anos 20 a 50. Algumas obras mais recentes que tratam de maneira mais realista o planeta são:
- O autor de ficção científica Paul Preuss escreveu em sua série Venus Prime sobre a hipótese de Vénus ser habitável há bilhões de anos, que deixou de sê-lo por causa do vapor d'água introduzido em sua atmosfera pelo bombardeio de um cometa, que produziu uma reação em cadeia de efeito estufa. Esta hipótese pode se encontrar no sexto livro da série, traduzido em português como Os Seres Luminosos.
- Em 3001, Arthur C. Clarke se situa a um grupo pioneiro de cientistas na superfície de Vénus enviados da Terra, porém, cometas procedentes do cinturão de Kuiper são arrastados a uma órbita de colisão com o planeta para aumentar sua quantidade de água e reduzir a temperatura.
