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Venus El Planeta Más Cercano A La Tierra – Conoce Sus Características!

Es Venus el segundo planeta más cercano al sol y también el planeta más cercano a la tierra. Fue nombrado así en memoria a la diosa romana del amor y comúnmente se le clasificaba el planeta hermano de la tierra a causa de su composición y tamaño parecidos. La atmósfera de venus se encuentra constituidas de nubes de dióxido de carbono y su superficie es un árido desierto. Recientes cartografías de la superficie de venus manifiestan que se habla de un planeta respectivamente joven que alguna vez estuvo y aún está lleno de volcanes.

Venus ocupa el segundo lugar referente a distancia al, en cuanto a tamaño cubre el sexto puesto, ordenados de mayor a menor. Igual que Mercurio, no posee satélites naturales. Su órbita es una elipse con una extravagancia menor al 1 %, creando la órbita más redonda de las de todos los planetas; supera apenas la de Neptuno. Su fuerza atmosférica esta 90 veces por encima a la terrestre; por tanto, es la presión atmosférica superior de las de todos los rocosos planetas del sistema solar.

El planeta más cercano a la Tierra: Características orbitales.

A pesar de que todas las órbitas planetarias son elípticas, la órbita de Venus en su trazo dibuja un círculo, con una particularidad inferior a un 1 %.

Entre dos elongaciones máximas el ciclo (período orbital sinódico) perdura 584 días. Luego de esos 584 días aparece Venus en una posición a 72° de la pasada elongación. Ya que existen cinco períodos de 72° en un círculo, Venus vuelve al mismo lugar del cielo cada 8 años (exceptuando dos días convenientes a los años bisiestos). Se conocía este periodo en el Antiguo Egipto como el ciclo Sothis.

En la unión inferior, Venus puede acercarse a la Tierra mucho más que cualquier otro planeta, dado que Venus es el planeta más cercano a la Tierra. El día 16 de diciembre del año 1850 consiguió la distancia más próxima a la Tierra desde el año 1800, contando con un valor de aproximadamente 39.514.827 kilómetros (0,26413854 UA). A partir de entonces jamás ha habido un acercamiento tan próximo. Un acercamiento casi tan próximo será aproximadamente en el año 2101, en el momento en que Venus conseguirá una distancia de cerca de 39.541.578 kilómetros (0,26431736 UA).

El planeta más cercano

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Características de rotación.

Venus gira muy lentamente sobre sí mismo en un movimiento retrógrado, en la misma dirección de las agujas del reloj, si como referencia se toma el polo norte, en lugar de oeste a este así como los demás planetas (a excepción de Urano, el cual se encuentra muy inclinado) tendría que ser de este a oeste, demorando en realizar un completo giro sobre sí mismo que serían 243,0187 días terrestres. El porqué de la rotación peculiar de Venus no se sabe. Si pudiese verse el Sol desde la superficie de Venus brotaría posándose por el este y elevándose desde el oeste, en un ciclo día-noche de aproximadamente 116,75 días terrestres y un venusiano año menor de dos días (1,92 días venusianos).

A pesar de la retrógrada rotación, los periodos de rotación y orbital de Venus se encuentran sincronizados de forma que el planeta siempre muestra a la Tierra la misma cara cuando los dos cuerpos se encuentran una distancia menor. Podría esto ser una usual casualidad pero hay especulaciones acerca de un posible inicio de esta sincronización como consecuencia de efectos de marea perjudicando a la rotación de Venus en el momento que los dos cuerpos se encuentran lo suficientemente cerca.

Características de rotación

La atmósfera de Venus.

Casi no alcanza la radiación solar la superficie del planeta. La capa densa de nubes muestra al espacio la mayor parte de la luz del Sol y la gran parte de la luz que cruza las nubes es atraida por la atmósfera. Impide esto a la gran parte de la luz del Sol que calentar la superficie. La difusión bolométrico de Venus es cerca del 60 %, y su visual albedo es mayor aún, lo cual analiza que, a pesar de estar más cerca del Sol que de la Tierra, la superficie de Venus no se ilumina ni se calienta como era de esperarse por la irradiación solar que toma. En falta del efecto invernadero, en la superficie de Venus la temperatura podría ser parecida a la de la Tierra. El gran efecto invernadero agrupado a la cantidad inmensa de dióxido de carbono en la atmósfera agarra el calor causando las temperaturas elevadas de este planeta.

Los vientos fuertes en el lado superior de las nubes pueden llegar alcanzar los 350 km/h, si bien a nivel del piso los vientos son más lentos. A pesar de ello, y a causa de la altísima consistencia de la atmósfera en el terreno de Venus, inclusive estos vientos flojos hacen una considerable fuerza en contra de los obstáculos. Principalmente están compuestas las nubes por gotas de ácido sulfúrico y dióxido de azufre, y envuelve el planeta por completo, ocultando así la gran parte de las referencias de la superficie a la externa observación.

La atmósfera de Venus

Geología de Venus.

Venus posee una rotación lenta retrógrada, cosa que significa que gira de este a oeste, en vez de hacerlo de oeste a este así como lo hacen en su  mayoría los demás planetas mayores (También Urano posee una rotación retrógrada, a pesar de que el eje de rotación de Urano, ladeado 97.86°, descansa prácticamente encima del plano orbital). Se ignora el por qué Venus es distinto en este aspecto, si bien podría ser consecuencia de un choque con un asteroide en cualquier momento del lejano remoto. Igualmente de esta rotación inusual retrógrada, su órbita y la etapa de rotación de Venus, ya que es el planeta más cercano a la tierra se encuentran casi sincronizados, de una forma que siempre muestra la misma cara a la Tierra en el momento en el que los dos planetas están en su máxima cercanía (5.001 días venusianos entre cada unión inferior). Podría esto ser el causante de las fuerzas de marea que perjudican a la rotación de Venus siempre que los planetas están lo suficientemente cercanos, no obstante no se conoce con claridad el mecanismo.

Venus posee dos mesetas principales de forma de continentes, subiendo sobre una llanura vasta. La meseta norte es llamada Ishtar Terra y tiene la mayor montaña de Venus (cerca de dos kilómetros más elevada que el monte Everest), nombrada Maxwell Montes rindiendo honor a James Clerk Maxwell. Ishtar Terra poseen el tamaño próximo de Australia. Se encuentra en el hemisferio sur Aphrodite Terra, con un tamaño equivalente y mayor que la anterior al de Sudamérica. Existen entre estas mesetas ciertas depresiones del terreno, que agrega a Lavinia Planitia, Guinevere Planitia y Atalanta Planitia. Con una única excepción del monte Maxwell, la mayoría de las características destacadas del terreno acogen nombres de mujeres mitológicas.

Geología de Venus

Agua y habitabilidad en el pasado.

El Colegio Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y demás han dicho que Venus pudo haber tenido un océano poco hondo, con mucha agua como el terrestre, que ayudara a conservar condiciones de habitabilidad en el trascurso de un máximo de 2.000 millones de años.​ Debido a los parámetros que son suministrados a sus modelos teóricos, pudo terminar de evaporarse el agua líquida venusiana hace ya 715 millones de años.​ Actualmente, toda agua reconocida en Venus se encuentra en forma de una cantidad pequeña de vapor atmosférico (20 ppm.)​ Sin embargo, la sonda Venus Express de la Agencia Espacial Europea descubrió en el año 2008 que Venus aún está perdiendo mensurables cantidades de hidrógeno, uno de los dos elementos que conforman el agua.

Agua y habitabilidad en el pasado

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Estructura interna de Venus.

Sin detalles o información sísmica, instante de inercia, hay pocos datos directos sobre la estructura interna y la geoquímica de Venus. No obstante, la semejanza en densidad y tamaño entre Venus y la Tierra propone que los dos comparten una interna estructura afín: una corteza planetaria, un manto y un núcleo. Así mismo como la Tierra, se dice que el núcleo de Venus es parcialmente líquido al menos. La menor densidad y tamaño de Venus enseña que en su interior las presiones son ampliamente menores que en la Tierra. La principal diferencia entre ambos planetas es la falta de placas tectónicas en Venus, lo más probable es sea debido a la sequedad de la superficie y el manto. Como resultado, la falta de calor en el planeta es escasa, proporcionando una solución viable sobre la falta de un campo magnético interno y evitando su enfriamiento.

Estructura interna de Venus

Observaciones históricas.

Es el astro más particular de la tarde de la Tierra y en los cielos de la mañana (luego de la Luna y del Sol), y se conoce por el hombre en la prehistoria. Uno de los escritos más viejos que permanecen a la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, durado sobre el 1600 a. C., es una búsqueda de veintiún años del exterior de Venus (el cual los primeros babilonios nombraron Nindaranna). Los babilonios y los antiguos sumerios llamaron a Venus “Dil-i-pat” o “Dil-bat”; en la ciudad mesopotámica de Akkad antes era la estrella de la madre-diosa Ishtar, en chino se le llama “Jīn-xīng” (金星), el planeta del elemento metal. Se consideró Venus el planeta más cercano a la tierra como el más significativo de los cuerpos celestes notados por los mayas, que lo nombraron “Chak ek” (La Gran Estrella). Los antiguos griegos creían que las apariciones diarias y vespertinas de Venus venia de dos cuerpos distintos, y les nombraron Hesperus cuando surgía en el cielo del Oeste al atardecer, y cuando Phosphorus surgía en el cielo del Este al amanecer.

Al descubrirse la órbita de Venus entre el Sol y la Tierra, desde la Tierra pueden distinguirse sus distintas fases de una manera similar a las de la Luna. Fue Galileo Galilei la primera persona en mirar las fases de Venus en diciembre del año 1610, una investigación que sostenía la entonces disputad teoría heliocéntrica de Copérnico. Anotó también los cambios en el tamaño del visible diámetro de Venus en sus distintas fases, insinuando que este se hallaba más lejos de la Tierra cuando en realidad estaba lleno y mucho más cercano cuando estaba en fase creciente. Estas teorías proporcionaron una base sólida al modelo heliocéntrico.

Observaciones históricas

Tránsitos de Venus.

Los tránsitos de Venus suceden en el momento en el que el planeta cruza directamente entre el Sol y la Tierra y son sucesos astronómicos relativamente raros. Cuando se observó por primera vez este tránsito astronómico fue en el año 1639 por William Crabtree y Jeremiah Horrocks. El tránsito del año 1761, estudiado por Mijaíl Lomonosov, facilitó la primera prueba de que Venus poseía una atmósfera, y los estudios de paralaje del siglo XIX en el transcurso de sus tránsitos accedieron por primera vez obtener un cálculo exacto de la distancia entre el Sol y la Tierra. Solo pueden ocurrir los tránsitos en diciembre o junio, siendo estos los momentos en los cuales Venus atraviesa la eclíptica (Al plano en el que la Tierra gira alrededor del Sol), y ocurren en pares a momentos de ocho años, apartados dichos pares de tránsitos por mucho más de un siglo. El posterior par de tránsitos ocurrió en el año 1874 y el año 1882, y el actual par de tránsitos son los del año 2004 y el año 2012.

El tránsito de Venus sucede porque la órbita de Venus está ladeada 3.5 grados en cuanto a la de la Tierra de manera que el plano de la órbita de Venus se interseca con el cual la Tierra en dos puntos los cuales son opuestos, de manera que los puntos equinocciales de la órbita de la Tierra con relación en su propio plano ecuatorial. El planeta Venus pasa con regularidad cada 584 días entre el Sol y la Tierra, pero el tránsito sucede cuando la Tierra y Venus concuerdan en alinearse en algo de ambos puntos de intersección y podrían hacerlo dos veces consecutivas en 8 años, como lo es de los tránsitos del año 2004 y el año 2012. Ya que los encuentros de la Tierra y Venus al mismo lado del Sol culpan una precesión de unos dos días cada 8 años, la casualidad de ambos en el punto de intersección sucede cada un poco más de un centenar de años.

Tránsitos de Venus

Exploración espacial a Venus.

Es un 28 % más cercana al Sol que la de la Tierra la órbita de Venus. Por esta razón, las naves que se dirigen hacia Venus tienen que recorrer más de 41 millones de kilómetros penetrados en el pozo gravitatorio del Sol, malgastando en el proceso parte de su potencial energía. La energía potencial se convierte entonces en energía cinética, lo que se convierte en un acrecimiento de la velocidad de la nave. Por otra parte, la atmósfera de Venus no incita a las maniobras de atado atmosférico del mismo tipo de algunas naves han efectuado sobre Marte, dado que para ello se necesita contar con una información enormemente precisa de la densidad atmosférica en las mantos superiores y, Venus siendo un planeta de atmósfera masiva, sus mantos exteriores son considerablemente más complicadas y variables que en el caso de Marte.

Fue la sonda espacial soviética Venera 1 la primera sonda en visitar Venus el día 12 de febrero del año 1961, siendo esta la primera sonda tirada a otro planeta. Resultó averiada la nave en su trayecto y la sonda numero uno triunfante en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en el año 1962. El día 1 de marzo del año 1966, la sonda soviética Venera 3 choco contra Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en lograr alcanzar la superficie del planeta. Luego distinta sondas soviéticas fueron aproximándose cada vez más con el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 ingresó en la atmósfera de Venus el día 18 de octubre del año 1967 y fue la primera sonda en trasferir datos medidos verdaderamente en otro planeta. La cápsula calculó temperaturas, densidades y presiones, y ejeutó once experimentos químicos para estudiar la atmósfera. Sus datos enseñaban un 95 % de dióxido de carbono, y en conjunto con los datos de ocultación de la sonda Mariner 5, enseño que la presión en la superficie era mayor a lo previsto (Entre 75 y 100 atmósferas).

Exploración espacial de Venus

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