Viquipèdia

Venus (planeta): diferència entre les revisions

Exploració interactiva de l'historial
← Edició anteriorEdició següent →
Contingut suprimit Contingut afegit
VisualWikitext
m referències|2 --> referències
Contingut canviat per «{ Venus Venus es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Foto 1 Venus y la Tierra se formaron e...».
Etiqueta: Substitució
Línia 1:
{
{{Infobox Planet
Venus
| bgcolour = #EDD58B
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen.
| name = Venus
| symbol = [[Fitxer:Venus symbol.svg|25px|Símbol astronòmic de Venus]]
| image = [[Fitxer:Venus-real.jpg|240px|Venus]]<!--Licensing conditions: Image processing by R. Nunes http://www.astrosurf.com/nunes-->
| caption = Venus a color real
| epoch = [[J2000]]
| aphelion = 108.942.109 km<br />0,728 231 28 [[Unitat astronòmica|UA]]
| perihelion = 107.476.259 km<br />0,718 432 70 UA
| semimajor = 108.208.930 km<br />0,723 332 AU
| eccentricity = 0,006 8
| period = 224,700 69 [[dia|dies]]<br />0,615 197 0 [[any julià|anys]]
| synodic_period = 583,92 dies<ref name=nssdc>{{ref-web|url = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html
|títol= Venus Fact Sheet
|editor= NASA
|cognom= Williams |nom= Dr. David R.
|data= 15 abril 2005
|consulta= 2007-10-12 }}</ref>
| avg_speed = 35,02 km/s
| inclination = 3,394 71 ° a [[Eclíptic]]<br />3,86 ° a [[Eclíptic|Equador del Sol]]<br />2,19 ° a [[Pla invariable]]<ref name=meanplane>{{ref-web|data=2009-04-03
|títol=The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter
|url=http://home.comcast.net/~kpheider/MeanPlane.gif
|consulta=10-4-2009|urlarxiu=http://web.archive.org/20090420194536/home.comcast.net/~kpheider/MeanPlane.gif|dataarxiu=2009-04-20|arxiuurl=http://web.archive.org/web/20090420194536/http://home.comcast.net/~kpheider/MeanPlane.gif|arxiudata=2009-04-20}} (produced with [http://chemistry.unina.it/~alvitagl/solex/ Solex 10] written by Aldo Vitagliano; vegeu també [[pla invariable]])</ref>
| asc_node = 76,670 69 °
| arg_peri = 54,852 29 °
| satellites = Cap
| physical_characteristics = yes
| mean_radius = 6 051,8 ± 1.0 km<ref name=Seidelmann2007>{{ref-publicació
|cognom= Seidelmann| nom= P. Kenneth
|coautors= Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al.
|article= Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006
|publicació= Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy
|volum=90|pàgines=155–180|any=2007
|doi=10.1007/s10569-007-9072-y
|url=http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1007/s10569-007-9072-y
|consulta=28-8-2007 }}</ref><br />0.949 9 terres
| flattening = < 0,000 2<ref name=Seidelmann2007/> <!-- calculated from data in ref name=Seidelmann2007 -->
| surface_area = 4,60{{e|8}} km²<br />0.902 terres
| volume = 9,38{{e|11}} km³<br />0.857 terres
| mass = 4,868 5{{e|24}} kg<br />0.815 terres
| density = 5,204 g/cm³
| surface_grav = 8,87 [[Acceleració|m/s<sup>2</sup>]]<br />0.904 ''[[Força G|g]]''
| escape_velocity = 10,46 km/s
| sidereal_day = 243,018 5 dies
| rot_velocity = 6.52 km/h (1.81 m/s)
| axial_tilt = 177,3 °<ref name=nssdc/>
| right_asc_north_pole = 18 h 11 min 2 s<br />272.76 °<ref>
{{ref-web|títol= Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites
|editor= International Astronomical Union
|any= 2000
|url = http://www.hnsky.org/iau-iag.htm
|consulta= 12-4-2007}}</ref>
| declination = 67,16 °
| albedo = 0,65<ref name=nssdc/>
| magnitude = des de -4,6<ref name=nssdc/> (creixent)<br />-3.8<ref name=ephemeris>{{ref-web|cognom= Espenak|nom= Fred|any= 1996| url = http://sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/TYPE/venus2.html|títol= NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006|obra= Twelve Year Planetary Ephemeris Directory|editor= NASA|consulta= 20-6-2006|arxiuurl=https://archive.is/5ZCk|arxiudata=2012-07-17}}</ref> ple
| angular_size = 9,7" — 66,0"<ref name=nssdc/>
| temperatures = yes
| temp_name1 = [[Kelvin]]
| mean_temp_1 = 735 K<ref>
{{ref-web|cognom=
|nom=
|enllaçautor=
|coautors=
|títol= Venus: Facts & Figures
|obra=
|editor= NASA
|data=
|url = http://sse.jpl.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Venus&Display=Facts&System=Metric
|format = html
|consulta= 12-4-2007}}</ref><ref>{{ref-web| url = http://www.planetary.org/explore/topics/compare_the_planets/terrestrial.html| títol = Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars| consulta = 12-4-2007| editor = Planetary Society
|arxiuurl=http://web.archive.org/web/20060902180515/http://www.planetary.org/explore/topics/compare_the_planets/terrestrial.html|arxiudata=2006-09-02}}</ref>
| temp_name2 = [[Celsius]]
| mean_temp_2 = 461,85 °C
| mean_name3 = [[Fahrenheit]]
| mean_temp_3 = 863,33&ndsp;°F
| adjectives = Venusià
| atmosphere = yes
| surface_pressure = 9,3 [[Pascal (unitat)|MPa]]
| atmosphere_composition = ~96,5% [[Diòxid de carboni]]<br />~3,5% [[Nitrogen]]<br />0.015% [[Diòxid de sofre]]<br />0.007% [[Argó]]<br />0.002% [[Vapor d'aigua]]<br />0.001 7% [[Monòxid de carboni]]<br />0.001 2% [[Heli]]<br />0.000 7% [[Neó]]<br />traces [[Carbonil sulfit]]<br />traces d'[[àcid clorhídric]]<br />traces d'[[àcid fluorhídric]]
}}
'''Venus''' és el segon planeta en proximitat al [[Sol]], i l'orbita cada 224,7 dies terrestres. El planeta s'anomena així en honor a [[Venus (mitologia)|Venus]], la [[déu|dea]] [[mitologia romana|romana]] de l'amor. Sense comptar la Lluna, és l'objecte natural més brillant al cel nocturn, arribant a una [[magnitud aparent]] de −4,6. Com que Venus és més interior que la Terra, sempre apareix a prop del Sol: la seva elongació arriba a un màxim de 47,8°. La brillantor màxima de Venus és poc abans de l'alba o poc després de la posta, raó per la qual de vegades se l'anomena ''l'estrella del matí'' o ''l'estrella de la tarda''.
 
Foto 1
Es classifica com a [[planeta tel·lúric|planeta terrestre]], i de vegades se l'anomena el ''planeta germà'' de la Terra, perquè són similars en mida, gravetat, i composició general. Venus està cobert per una capa opaca de [[núvol]]s altament reflectors d'[[àcid sulfúric]], cosa que impedeix l'observació de la superfície amb [[llum|llum visible]]. Venus té l'[[atmosfera d'un cos celest|atmosfera]] més densa de tots els planetes terrestres, que consisteix principalment de [[diòxid de carboni]], perquè no té ni [[cicle del carboni]] ni vida orgànica per absorbir-lo en forma de [[biomassa]]. Es creu que Venus, en temps antics, tenia oceans semblants als de la Terra,<ref>{{ref-publicació
|autor=Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H.
|article=Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data
|publicació=Journal of Geophysical Research, Planets
|any=2008|volum=113|doi=10.1029/2008JE003134
|pàgines=E00B24
}}</ref> però aquests es van evaporar completament quan la temperatura va augmentar, deixant una capa desèrtica amb roques en forma de lloses. Probablement l'aigua s'ha dissociat i, com que Venus no té camp magnètic, el [[vent solar]] s'ha endut l'hidrogen cap a l'espai interplanetari.<ref name=solarwind>{{ref-web|data=2007-11-28
|títol=Caught in the wind from the Sun
|editor=ESA (Venus Express)
|url=http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEM0G373R8F_0.html
|consulta=12-7-2008}}</ref> La [[pressió atmosfèrica]] a la superfície del planeta és 92 vegades la de la Terra.
 
Venus y la Tierra se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, son muy diferentes. Venus no tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.
La superfície de Venus va ser subjecte d'especulació fins que alguns dels seus secrets van ser descoberts a finals del segle XX. El Projecte [[Magellan]] en va fer una cartografia detallada entre el 1990 i el 1991. El sòl mostra proves de [[volcà|vulcanisme]], i el [[sofre]] de l'atmosfera podria indicar que hi ha hagut erupcions recents.<ref>{{ref-publicació
|nom=Larry W.|cognom=Esposito|data=1984-03-09
|article=Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism|publicació=Science|volum=223
|exemplar=4640|pàgines=1072–1074
|doi=10.1126/science.223.4640.1072|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/223/4640/1072
|consulta=29-4-2009
|pmid=17830154
}}</ref><ref>{{ref-publicació
|autor=Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H.
|article=The Recent Evolution of Climate on Venus
|publicació=Icarus|volum=150|exemplar=1
|mes=March|any=2001|pàgines=19–37
|doi=10.1006/icar.2000.6570 }}</ref> Tanmateix, encara és un enigma per què no es troben rius de [[lava]] al voltant de cap de les [[caldera volcànica|calderes]] visibles. Hi ha un baix nombre de [[cràter d'impacte|cràters d'impacte]], cosa que mostra que la superfície és relativament jove, amb una edat d'aproximadament 500 milions d'anys. No hi ha cap indici de [[tectònica de plaques]], possiblement perquè la seva escorça és massa dura per [[subducció|subduir]] sense aigua que la faci més fluida. En comptes d'això, és possible que Venus vagi perdent la seva escalfor interna en episodis periòdics de renovació en massa de la seva superfície.<ref>{{ref-publicació
|autor=Nimmo, F.; McKenzie, D.
|article=Volcanism and Tectonics on Venus
|publicació=Annual Review of Earth and Planetary Sciences
|volum=26|pàgines=23–53|any=1998
|doi=10.1146/annurev.earth.26.1.23
|bibcode=1998AREPS..26...23N
}}</ref>
 
Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes, porque unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.
L'adjectiu ''venusià'' s'utilitza normalment per a objectes relacionats amb Venus<ref>[http://www.enciclopedia.cat/fitxa_v2.jsp?NDCHEC=0070034 Gran Enciclopèdia catalana.] Al text, se cita ''dia venusià''.</ref> o per a referir-se als seus hipotètics habitants.<ref>[http://ec.grec.net/lexicx.jsp?GECART=0155302 Diccionari de la Gran Enciclopèdia catalana]</ref> Venus és l'únic planeta del [[sistema solar]] anomenat en honor a una figura femenina, tot i que tres [[planeta nan|planetes nans]] –[[Ceres (planeta nan)|Ceres]], [[Eris (planeta nan)|Eris]] i [[Haumea]]– també tenen noms femenins.
 
Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.
== Característiques físiques ==
 
Datos básicos Venus La Tierra
La seva densitat i volum són molt semblants als terrestres, raó per la qual durant molt de temps va ser considerat com el planeta bessó de la [[Terra]].<ref>{{ref-llibre|autor=Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P.
Tamaño: radio ecuatorial 6.052 km. 6.378 km.
|títol=Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes|editorial=Springer|any=2004
Distancia media al Sol 108.200.000 km. 149.600.000 km.
|isbn=3-540-00431-9|pàgina=61}}</ref> El diàmetre de Venus és de 12.092 km (només 650 km menys que el de la Terra) i la seva massa és d'un 81,5% respecte de la Terra. Les condicions a la superfície de Venus difereixen radicalment de les de la Terra, a causa de la densa [[atmosfera]] de [[diòxid de carboni]]. La massa de l'atmosfera de Venus és en un 96,5% diòxid de carboni, i la major part del 3,5% restant consisteix en [[nitrogen]].<ref>{{ref-web|url= http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/Venusatmos.html|títol=Atmosphere of Venus
Dia: periodo de rotación sobre el eje -243 días 23,93 horas
|obra=The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght|consulta=2007-04-29}}</ref>
Año: órbita alrededor del Sol 224,7 días 365,256 días
Temperatura media superficial 482 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador 8,87 m/s2 9,78 m/s2
Las órbitas de Mercurio y Venus son inferiores a las de la Tierra; por eso podemos observar el paso de estos dos planetas por delante del Sol. Sin embargo, el tránsito de Venus es un evento astronómico raro que ocurre en junio o diciembre en pares separados por ocho años, y separados del siguente par de tránsitos por más de un siglo.
 
Relieve de Venus
=== Estructura interna ===
La superficie de Venus es relativamente joven, ya que tiene entre 300 y 500 millones de años. Está formada por amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Sense dades sísmiques ni coneixement sobre el seu [[moment d'inèrcia]], hi ha molt poca informació directa sobre l'estructura interna i la [[geoquímica]] de Venus.<ref name="goettel">{{ref-publicació | cognom=Goettel|nom=K.A.|coautors=Shields, J.A. & Decker, D.A.|any=1981|article=Density constraints on the composition of Venus|publicació=Proc. Lunar Planetary Science|volum=12B|pàgines=1507–1516Aerostat 'Xities' over Venus|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1982LPSC...12.1507G&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf|format=PDF}}</ref> Tanmateix, la similitud de mida i densitat entre Venus i la Terra suggereix que comparteixen una estructura interna similar: un [[Nucli planetari|nucli]], un [[mantell terrestre|mantell]] i una [[escorça terrestre|escorça]]. Com el de la Terra, es creu que el nucli de Venus és almenys parcialment líquid. La mida lleugerament més petita de Venus suggereix que les pressions cap al centre del planeta són significativament més baixes que a la Terra. La diferència principal entre els dos planetes és la falta de [[tectònica de plaques]] a Venus, probablement deguda a la sequedat de la superfície i mantell.<ref>{{ref-publicació |autor=Nimmo, F. |any=2002 |article=Crustal analysis of Venus from [[Magellan]] satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio |publicació=Geology |volum=30 |pàgines=987–990 |doi=10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2}}</ref>
 
Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.
=== Geografia ===
[[Fitxer:Map_of_Venus.png|thumb|left|250px|Mapa de Venus, mostrant els "continents" elevats de color groc: Ishtar Terra a dalt i Afrodita Terra a sota mateix de l'equador, a la dreta]]
Al voltant del 80% de la superfície de Venus consisteix en planes volcàniques llises. Hi ha dos "[[continent|continents]]" elevats que formen la resta de l'àrea de la superfície, l'un a l'hemisferi nord del planeta i l'altre al sud de l'equador. El continent septentrional s'anomena ''Ishtar Terra'', en honor a [[Ishtar]], la dea [[babilònia]] de l'amor, i té aproximadament la mida d'Austràlia. Maxwell Montes, la muntanya més alta de Venus, es troba a Ishtar Terra. El seu pic es troba 11 km per sobre de l'elevació de la superfície mitjana de Venus. El continent meridional s'anomena ''Afrodita Terra'', en honor a la dea [[mitologia grega|grega]] de l'amor, i és la més gran de les dues regions elevades amb una mida semblant a la d'Amèrica del Sud. Una xarxa de fractures i falles cobreix bona part d'aquesta àrea.<ref name="Kaufmann">Kaufmann W.J. (1994), ''Universe'', W.H. Freeman, New York, p. 204. ISBN 0-7167-2379-4</ref>
 
Cráter de impacto Isabella en Venus
[[Fitxer:VenusianArachnoid.png|thumb|Un [[aracnoide]] venusià vist per la sonda ''[[Magellan]]'' el [[20 de gener]] de [[1998]]]]
En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.
[[Fitxer:Venus - 3D Perspective View of Maat Mons.jpg|thumb|Vista en perspectiva del volcà [[:en:Maat_Mons|''Maat Mons'']] (representació en fals color)]]
A banda dels [[cràter d'impacte|cràters d'impacte]], muntanyes i valls que es troben en tots els planetes rocosos, Venus té algunes formes de superfície úniques. Entre aquestes, hi ha formacions volcàniques en la part superior plana anomenades ''farra'', que semblen creps i tenen una mida d'entre 20–50 km d'un costat a l'altre, i d'entre 100–1,000 m d'altura; sistemes de fractura radials en forma d'estrella anomenats ''novae''; formacions de fractures alhora radials i concèntriques que s'assemblen a teranyines d'aranya, conegudes com a [[aracnoide|''aracnoides'']]. Totes tenen origen volcànic.<ref name="Frankel">{{ref-llibre|nom=Charles|cognom=Frankel| any=1996|títol=Volcanoes of the Solar System|editorial=Cambridge University Press| isbn=0521477700 }}</ref>
 
Venus tiene muchos volcanes, el más alto de los cuales se llama Maat Mons. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.
Gairebé totes les característiques superficials de Venus s'anomenen en honor a [[dona|dones]] històriques i mitològiques.<ref>Batson R.M., Russell J.F. (1991), ''Naming the Newly Found Landforms on Venus'', Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65</ref> Les úniques excepcions en són Maxwell Montes, anomenat en honor a [[James Clerk Maxwell]], i dues regions elevades, Alpha Regio i Beta Regio. Aquestes tres característiques es van anomenar abans que s'adoptés el sistema actual per la [[Unió Astronòmica Internacional]].<ref name=jpl-magellan>{{ref-llibre|cognom=Young C. (Editor)|url= http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/guide.html|mes=August|any=1990|títol=The Magellan Venus Explorer's Guide|edició=90a ed.|editorial=Jet Propulsion Laboratory| lloc=California}}</ref>
 
La nave Venera 13 en Venus
Les coordenades cartesianes de les característiques físiques de Venus s'expressen en relació amb el seu meridià principal, que es defineix com la línia de longitud que passa a través d'una taca brillant pels radars al centre de la formació oval Eva, al sud d'Alpha Regio.<ref>{{citar ref|cognom= Davies, M.E. ''et al''.|títol= Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites|publicació= Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy|volum= 63
En marzo de 1982, la nave rusa Venera 13 resistió durante dos horas, enviando imágenes como ésta. En la parte inferior derecha se ve un trozo de la nave apoyada sobre el planeta Venus.
|exemplar= 2|any= 1994| doi = 10.1007/BF00693410|pàgines= 127}}</ref><ref>{{ref-web|títol= Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio|editor= Jet Propulsion Laboratory |url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00481 |consulta= 27-12-2007 }}</ref>
 
◄ Anterior Siguiente ►
=== Atmosfera i clima ===
Mercurio La Tierra
{{AP|Atmosfera de Venus}}
Venus conté una densa atmosfera, composta en la seva major part per [[diòxid de carboni]] i una petita quantitat de [[nitrogen]]. La pressió al nivell de la superfície és 90 vegades superior a la pressió atmosfèrica en la superfície terrestre (una pressió equivalent a una profunditat d'un quilòmetre sota el nivell del mar a la [[Terra]]).[[Fitxer:Venus-real color.jpg|thumb|180px|left|Venus en color vertader, tal com li confereix la seva densa capa de núvols]]
L'enorme quantitat de CO<sup>2</sup> de l'atmosfera provoca un fort [[efecte hivernacle|efecte d'hivernacle]] que eleva la [[temperatura]] de la superfície del planeta fins a prop de 460°C a les regions menys elevades prop de l'equador. Això fa que Venus sigui més calent que [[mercuri (planeta)|Mercuri]], malgrat trobar-se a més del doble de la distància del [[Sol]] que aquest i de rebre només el 25% de la seva [[radiació solar]] (2.613,9 W/m2 a l'atmosfera superior i 1071, 1 W/m2 a la superfície). A causa de la [[inèrcia tèrmica]] de la seva massiva atmosfera i al transport de calor pels forts vents de la seva atmosfera, la temperatura no varia de manera significativa entre el [[dia]] i la [[nit]]. Tot i la lenta rotació de Venus (menys d'una rotació per any venusià, equivalent a una velocitat de rotació a l'equador de només 6,5 km/h), els vents de l'atmosfera superior circumval·len el planeta en tan sols quatre dies, distribuint eficaçment la calor. A més del moviment zonal de l'atmosfera d'oest a est, hi ha un moviment vertical en forma de [[cèl·lula de Hadley]], que transporta la calor de l'equador fins a les zones polars i fins i tot a latituds mitjanes del costat no il·luminat del planeta.
 
La radiació solar gairebé no arriba a la superfície del planeta. La major part de la llum solar, que lluita per travessar els núvols, es veu absorbida per una atmosfera que dificulta enormement que aquesta pugui escalfar directament la superfície venusiana. La densa capa de núvols que volta longitudinalment tot el planeta en quasi quatres dies, impedeix l'observació directa de la superfície del planeta i reflecteix a l'espai aproximadament un 75% de la llum provinent del Sol que hi cau a sobre, cosa que enfosqueix la superfície vista de Venus. La cobertura de núvols és tal que molt poca llum solar pot penetrar fins a la superfície, de manera que el nivell de llum és només al voltant d'uns 5.000-10.000 lux amb una visibilitat de tres quilòmetres. En aquesta situació, una escassa quantitat d'energia solar podria ser recollida en cas d'enviar una sonda al planeta. L'[[albedo bolomètrica]] de Venus és aproximadament del 60%, i la seva [[albedo visual]] és encara més gran, la qual cosa conclou que, malgrat trobar-se més proper al Sol que la Terra, la superfície de Venus no s'escalfa ni s'il·lumina com era d'esperar per la radiació solar que rep. Això permet afirmar que com que els núvols reflecteixen la majoria de la llum solar que els colpeja, Venus té una albedo geomètrica més alta que els altres set planetes del sistema solar. En absència de l'efecte d'hivernacle, la temperatura a la superfície de Venus podria arribar a ser similar a la de la Terra. No obstant això, l'enorme efecte d'hivernacle associat a la immensa quantitat de CO<sup>2</sup> present a l'atmosfera de Venus atrapa la calor, provocant les elevades temperatures d'aquest planeta.
 
Els forts vents a la part atmosfèrica superior poden assolir els 350 km/h, encara que a nivell del sòl els vents són molt més lents i no arriben a assolir més enllà dels 5 km/h per un alt increment en la pressió o densitat de l'atmosfera arran de la superfície de Venus. No obstant això, fins i tot aquests fluixos vents exerceixen una força considerable contra els obstacles. Els núvols de Venus són gruixuts i estan compostos principalment per gotes de [[diòxid de sofre]] i [[àcid sulfúric]], i cobreixen el planeta completament, ocultant la major part dels detalls de la superfície a l'observació externa. La temperatura a la part superior dels núvols (a 70 km sobre la superfície) és de -45°C. La mida mitjana de temperatura a la superfície de Venus és de 464°C. El nivell mínim de temperatura que es troba a la taula de la dreta es refereix a la vora superior de núvols. La temperatura de la superfície mai baixa dels 400°C, cosa que el fa el planeta més calent del sistema solar.
 
Búsqueda personalizada
=== Camp magnètic i nucli ===
El [[camp magnètic]] de Venus és molt dèbil comparat amb el d'altres planetes del sistema solar. Això es pot deure a la seva lenta rotació, insuficient per a formar el sistema de «dinamo interna» de [[ferro]] líquid. Com a resultat d'això, el [[vent solar]] colpeja l'atmosfera de Venus sense ser filtrat. Es pensa que Venus va tenir originàriament tanta aigua com la Terra, però que, sotmesa a l'acció del Sol, el vapor d'aigua en l'alta atmosfera es va dividir en [[hidrogen]] i [[oxigen]], escapant l'hidrogen a l'espai per la seva baixa massa molecular. El percentatge de [[deuteri]] (un [[isòtop]] pesant de l'hidrogen que no escapa tan fàcilment) a l'atmosfera de Venus sembla donar suport a aquesta teoria. Se suposa que l'oxigen molecular es va combinar amb els àtoms de l'escorça (encara que grans quantitats d'oxigen resten a l'atmosfera en forma de diòxid de carboni). A causa d'aquesta sequedat, les roques de Venus són molt més pesants que les de la Terra, la qual cosa afavoreix la formació de muntanyes majors, profunds penya-segats i altres formacions.
 
El Sistema Solar
== Òrbita i rotació ==
Planetas rocosos
Venus gira sobre si mateix en 243 dies terrestres i el seu any dura tan sols 225 dies. Té una lenta [[moviment retrògrad|rotació retrògrada]], cosa que significa que gira d'[[est]] a [[oest]], en comptes de girar d'oest a est com la majoria dels altres planetes més grans. ([[(134340) Plutó|Plutó]] i [[Urà (planeta)|Urà]] també tenen una rotació retrògrada, encara que l'eix de rotació d'Urà, inclinat 97,86°, pràcticament descansa sobre el seu pla orbital.) Es creu que la lenta rotació retrògrada és causada per la densa atmosfera del planeta que va frenar la seva rotació i després va fer que comencés a girar en sentit contrari. També és possible que la fricció entre el nucli i el mantell de Venus, l'escalfament de l'atmosfera pel Sol i les [[forces de marea]] exercides per la gravetat solar sobre l'atmosfera hagin provocat el mateix efecte.
El planeta Mercurio
El planeta Venus
El Planeta Tierra
Estructura de la Tierra
Movimientos de la Tierra
Los meteoritos
La Luna, nuestro satélite
La Luna, fases y eclipses
El planeta Marte
Los satélites de Marte
Monte Olimpo de Marte
Los asteroides
El cinturón de asteroides
Gigantes gaseosos
Plutón y más allá
Sistema Solar Avanzado
La Tierra en el Universo
Colecciones de fotos
 
História de la astronomía
A més d'aquesta inusual rotació retrògrada, el [[període de rotació]] i el [[període orbital]] de Venus estan sincronitzats de tal forma que Venus sempre presenta la mateixa cara a la Terra quan els dos planetes es troben en la seva màxima aproximació en cada [[conjunció (astronomia)|conjunció inferior]]. Això pot ser el resultat de les forces de marea que afecten la rotació de Venus cada vegada que els planetes es troben prou pròxims, o simplement pot ser una coincidència.
 
Fotos del Universo
== Observació i exploració de Venus ==
=== Observacions històriques ===
Venus és l'astre més característic en els cels del matí i de la tarda de la Terra (després del Sol i la Lluna), i és conegut per la humanitat des de la [[prehistòria]]. Un dels documents més antics que sobreviuen de la biblioteca babilònia d'[[Ashurbanipal]], datat sobre el 1600 aC, és un registre de 21 anys de l'aspecte de Venus (que els primers babilonis van anomenar ''Nindaranna''). Els antics sumeris i babilonis anomenaren Venus ''Dil-bat'' o ''Dil-i-pat''; a la ciutat mesopotàmica d'[[Akkad]] era l'estrella de la mare-dea [[Ishtar]], i en xinès el seu nom és ''Jin-xing'' (金星), el planeta de l'element metall. Venus es va considerar com el més important dels cossos celestes observats pels maies, que el van anomenar ''Chaka ek'' ('la gran estrella'). Els antics grecs pensaven que les aparicions matinals i vespertines de Venus eren dos cossos diferents, i el van anomenar ''Hesperus'' quan apareixia en el cel de l'oest al vespre i ''Phosphorus'' quan apareixia en el cel de l'est a l'alba.
[[Fitxer:Venus orbita.png|left|thumb|250px|Fases de Venus observades des de la Terra]]
En trobar l'òrbita de Venus entre la Terra i el Sol, des de la Terra es poden distingir les seves diferents fases d'una forma semblant a les de la Lluna. [[Galileo Galilei]] va ser la primera persona a observar les fases de Venus el desembre de 1610, una observació que sostenia la llavors discutida [[teoria heliocèntrica]] de [[Nicolau Copèrnic|Copèrnic]]. També va anotar els canvis en la mida del diàmetre visible de Venus en les seves diferents fases: suggerí que aquest es trobava més lluny de la Terra quan estava ple i més proper quan es trobava en fase creixent. Aquestes observacions van proporcionar una sòlida base al model heliocèntric.
 
Sistema Solar
Venus és més brillant quan el 25% del seu disc (aproximadament) es troba il·luminat, això passa 37 dies abans de la conjunció inferior (en el cel vespertí) i 37 dies després d'aquesta conjunció (en el cel matutí). La seva major elongació i alçada sobre l'horitzó es produeix aproximadament 70 dies abans i després de la conjunció inferior, moment en el qual mostra just mitja fase; entre aquests intervals, Venus és visible durant les primeres o últimes hores del dia si l'observador sap on buscar. El període de moviment retrògrad és de vint dies a cada costat de la conjunció inferior.
 
La Tierra y la Luna
En rares ocasions, Venus es pot veure en el cel del matí i de la tarda el mateix dia. Això succeeix quan es troba en la seva màxima separació respecte a l'eclíptica i al mateix temps es troba en la conjunció inferior; llavors, des d'un dels hemisferis terrestres es pot veure en els dos moments. Aquesta oportunitat es va presentar recentment per als observadors de l'[[hemisferi nord]] durant uns dies sobre el [[29 de març]] de [[2001]], i el mateix va succeir en l'[[hemisferi sud]] el [[19 d'agost]] de [[1999]]. Aquests esdeveniments es repeteixen cada vuit anys d'acord amb el [[període orbital]] del planeta.
Lo + Nuevo
• Primeras mujeres programadoras
• Los agujeros negros
• Origen del Universo
• La astronomía de los mayas
• La paradoja del gato
Lo + Visto
• El Sol, nuestra estrella
• Las fases de la Luna
• ¿Qué es el Universo?
• Planetas de Sistema Solar
• Movimientos de la Luna
 
También te puede interesar
Al [[segle XIX]], molts observadors van atribuir a Venus un període de rotació aproximat de 24 hores. L'astrònom italià [[Giovanni Schiaparelli]] va ser el primer a predir un període de rotació significativament menor, proposant que la rotació de Venus estava bloquejada pel Sol (el mateix que va proposar per a Mercuri). Encara que realment no és veritat per a cap dels dos cossos, era una estimació força aproximada. La quasi ressonància entre la seva rotació i la major aproximació a la Terra va ajudar a crear aquesta impressió, ja que Venus sempre sembla donar la mateixa cara quan es troba en la millor posició per ser observat. El període de rotació de Venus va ser observat per primera vegada durant la conjunció de [[1961]] amb radar des d'una antena de 26 metres a [[Goldstone]], [[Califòrnia]], des de l'observatori de radioastronomia [[Jodrell Bank]] al [[Regne Unit]] i en les instal·lacions d'espai profund de la [[Unió Soviètica]] de [[Ievpatòria]]. La precisió va ser refinada en les següents conjuncions, principalment des de Goldstone i Ievpatòria. El fet que la rotació era retrògrada no va ser confirmat fins a 1964.
 
Sigue las novedades de AstroMía en redes sociales
Abans de les observacions de ràdio dels anys seixanta, molts creien que Venus contenia un entorn com el de la Terra. Això era degut a la mida del planeta i el seu radi orbital, que suggerien clarament una situació semblant a la de la Terra, així com per la gruixuda capa de núvols que impedien veure'n la superfície. Entre les especulacions sobre Venus estaven les que aquest tenia un entorn selvàtic o que contenia oceans de [[petroli]] o d'[[aigua carbonatada]]. No obstant això, les observacions mitjançant microones el 1956 per C. Mayer ''et al.'', indicaven una alta temperatura de la superfície (600 K). Estranyament, les observacions fetes per A. D. Kuzmin a la banda mil·limètrica indicaven temperatures molt més baixes. Dues teories en competició explicaven l'inusual espectre de ràdio: una en suggeria que les altes temperatures s'originen en la [[ionosfera]] i l'altra suggeria una superfície calenta.
FacebookGoogle+Twitter
 
Astronomía Educativa: Tierra, Sistema Solar y Universo | Google © astromia.com
Un dels fenòmens de l'atmosfera de Venus observat per astrònoms des de la Terra i encara no explicat és el de les anomenades ''[[llums Ashen]]''.
Mapas del sitio | Usar contenidos | Contactar
 
=== Trànsits de Venus ===
[[Fitxer:Venustransit 2004-06-08 07-44.jpg|thumb|250px|Trànsit de Venus sobre el disc solar]]
Els trànsits de Venus s'esdevenen quan el planeta travessa directament entre la Terra i el Sol, són esdeveniments astronòmics relativament estranys. La primera vegada que es va observar aquest trànsit astronòmic va ser el 1639 per [[Jeremiah Horrocks]] i [[William Crabtree]]. El trànsit de 1761, observat per [[Mikhaïl Lomonosov]], va proporcionar la primera evidència que Venus tenia una atmosfera, i les observacions de paral·laxi del segle XIX durant els seus trànsits permeteren obtenir per primera vegada un càlcul precís de la distància entre la Terra i el Sol. Els trànsits només poden ocórrer en juny o desembre, i aquests són els moments en què Venus creua l'eclíptica (el pla en el qual la Terra orbita al voltant del Sol), i succeeixen en parells a intervals de vuit anys, separats aquests parells de trànsits per més d'un segle. L'anterior parell de trànsits va succeir el 1874 i 1882, i l'actual parell de trànsits són els de 2004 i 2012.
 
=== Exploració espacial ===
[[Fitxer:Mariner 2.jpg|thumb|250px|La sonda americana ''[[Mariner 2]]'', la primera sonda espacial a acostar-se a Venus, el [[1962]]]]
Venus va ser visitat per primera vegada per la sonda soviètica ''[[Venera 1]]'', la primera sonda espacial enviada a un altre planeta. El llançament es va produir el [[12 de febrer]] de [[1961]], però el senyal de ràdio de la sonda es va perdre abans de la seva arribada al planeta. La primera sonda espacial que es va acostar a Venus va ser la sonda americana ''[[Mariner 2]]'' el [[1962]]: determinà que aquest planeta pràcticament no té [[camp magnètic]] i obtingué un mapa de [[microones]] de la seva superfície. El [[1967]] la sonda soviètica ''[[Venera 4]]'' va ser capaç de submergir-se en l'atmosfera de Venus enviant dades sobre aquesta sense arribar a posar-ne sobre la superfície. La primera sonda que va aconseguir tocar la superfície de Venus va ser la ''[[Venera 7]]'' l'any [[1970]]. Posteriorment, les sondes ''[[Venera 9]]'', ''[[Venera 10|10]]'', ''[[Venera 13 i 14|13 i 14]]'' van ser capaces d'enviar-ne algunes poques fotografies de la superfície mostrant una superfície de roques aplanada per la forta pressió atmosfèrica i sense trets aparents d'erosió davant de la pràctica absència de vent.
 
Paral·lelament, el programa americà d'exploració espacial va enviar les dues sondes del programa ''[[Pioneer Venus]]'' al planeta. El [[1985]] les sondes soviètiques ''[[Vega 1]]'' i ''[[Vega 2|2]]'' van deixar anar sondes en forma de [[globus aerostàtic]] per estudiar l'atmosfera al mateix temps que la resta de la sonda n'estudiava la superfície. Cap dels aparells en superfície va resistir més d'unes dues hores les altes temperatures i pressions de Venus. El [[1990]] la sonda americana ''[[Magellan]]'' va realitzar mesures de [[radar]] del 98% de la superfície del planeta, n'obtingué mapes amb una resolució de 100 m.
 
A causa de la seva posició pròxima a la [[Terra]], Venus ha estat també visitat per diferents sondes espacials en maniobres d'[[assistència gravitatòria]] en les quals s'utilitza la gravetat del planeta per a impulsar la sonda espacial.
 
La ''[[Venus Express]]'' és una missió de l'[[Agència Espacial Europea]] que consisteix en una sonda orbital dedicada a estudiar el planeta i especialment la seva atmosfera des d'una [[òrbita polar]]. Va ser llançada el [[9 de novembre]] de [[2005]] i hi arribà l'[[11 d'abril]] de [[2006]]; és la primera sonda europea a visitar el planeta.
 
Per al futur hi ha algunes sondes projectades, com la [[PLANET-C]] (''Venus Climate Orbiter'') japonesa, la [[Venus Entry Probe]] (''VEP'') europea i la [[Venera-D]] russa.
 
== Referències ==
{{referències}}
 
=== Lectures addicionals ===
* Barsukov, V. et al. ''Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics - Research Results from the USSR''. University of Arizona Press, Tucson, 1992. ISBN 0-8165-1222-1.
* Bougher, S. et al. ''Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment''. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0-8165-1830-0.
* Burgess, E. ''Venus, An Errant Twin''. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 0-231-05856-X.
* Cattermole, P. ''Venus, The Geological Story''. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0-8018-4787-7.
* Fimmel, R. et al. ''Pioneer Venus''. NASA SP-461, Washington, D.C., 1983. ASIN B0006ECHAQ.
* Ford, J. et al. ''Guide to Magellan Image Interpretation''. JPL Publication 93-24, 1993 ([http://history.nasa.gov/JPL-93-24/jpl_93-24.htm en línia]). ASIN B00010J5UA.
* Grinspoon, D. ''Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet''. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0-201-32839-9.
* Hunten, D. et al. ''Venus''. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0-8165-0788-0.
* ''Magellan at Venus''. Reimpresión de ''Journal of Geophysical Research'', Vol. 97, no. E8 i E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992.
* Marov & Grinspoon. ''The Planet Venus''. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0-300-04975-7.
* ''Pioneer Venus Special Issue''. ''Journal of Geophysical Research'', Vol. 85, diciembre, 1980.
* Roth, L. y Wall S. ''The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission''. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY.
 
== Vegeu també ==
* [[Trànsit de Venus]].
* [[Llista de missions d'exploració de Venus]].
* [[Neith (satèl·lit)|Neith]] – un hipotètic satèl·lit de Venus.
 
== Enllaços externs ==
* [http://www.apodcatala.com/index/sso_ven.htm APOD català - Image astronòmica del dia] Diverses imatges de Venus {{ca}}.
* [http://www.xtec.es/~rmolins1/solar/cat/venus.htm Venus] - Informació didàctica {{ca}}.
* [http://www.solarviews.com/span/venus.htm Solarviews: Venus] (en castellà).
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/venusfact.html NASA/NSSDC: dades de Venus] (en anglès).
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Venus Informació de Venus] de [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration] (en anglès).
* [http://www.mentallandscape.com/V_Venus.htm L'exploració soviètica de Venus], [http://www.mentallandscape.com/C_CatalogVenus.htm Catàleg d'imatges] (en anglès).
* [http://www.nineplanets.org/venus.html The Nine Planets: Venus] (en anglès).
* [http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/missions/venera1112.html Pàgina de la NASA sobre les missions Venera] (en anglès).
* [http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/ Pàgina de la missió Magellan] (en anglès).
* [http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/missions/pvo.html Informació de la Pioneer sobre Venus de la NASA] (en anglès).
* [https://archive.is/20120523224458/sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/transit/venus0412.html Informació detallada sobre els trànsits de Venus] (en anglès).
* [http://www.geody.com/?world=venus Geody Venus], un cercador per a les característiques de la superfície (en anglès).
* [http://www.worldwindcentral.com/wiki/Venus Mapes de Venus de NASA World Wind] (en anglès).
* [http://www.sil.si.edu/exhibitions/chasing-venus/intro.htm Chasing Venus, Observació dels trànsits de Venus] Smithsonian Institution Libraries (en anglès).
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/vc/vchome.shtml Base de dades de cràters de Venus] Lunar and Planetary Institute (en anglès).
* [http://aa.usno.navy.mil/data/docs/diskmap.php Calculate/show fase actual de Venus] (U.S. Naval Observatory) (en anglès).
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-50-venus/ Venus] [[Astronomy Cast]] episodi #50, inclou la transcripció sencera. (en anglès).
 
=== Recursos cartogràfics ===
* [http://pdsmaps.wr.usgs.gov/PDS/public/explorer/html/fmappick.htm PDS Map-a-Planet] (en anglès).
* [http://pdsmaps.wr.usgs.gov/PDS/public/explorer/html/fmappick.htm Nomenclatura de Venus] (en anglès).
* [http://planetologia.elte.hu/venusz-terkep-elte-ttk-kavucs.pdf Mapa de Venus] (en anglès).
 
{{Projectes germans|commons=Venus|Venus}}
{{Venus}}
{{Sistema solar}}
 
{{1000 Ciència}}
{{Autoritat}}
{{Viccionari-lateral|Venus}}
 
[[Categoria:Venus| ]]
[[Categoria:Articles amb interviquis dins del text]]
Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/wiki/Venus_(planeta)»