Venus (planeta): diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
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 |
Cap resum de modificació |
||
Línia 1:
enus 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, la dea 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.
Es classifica com a 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 núvols altament reflectors d'àcid sulfúric, cosa que impedeix l'observació de la superfície amb llum visible. Venus té l'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,[8] 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.[9] La pressió atmosfèrica a la superfície del planeta és 92 vegades la de la Terra.
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 vulcanisme, i el sofre de l'atmosfera podria indicar que hi ha hagut erupcions recents.[10][11] Tanmateix, encara és un enigma per què no es troben rius de lava al voltant de cap de les calderes visibles. Hi ha un baix nombre de 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 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.[12]
L'adjectiu venusià s'utilitza normalment per a objectes relacionats amb Venus[13] o per a referir-se als seus hipotètics habitants.[14] Venus és l'únic planeta del sistema solar anomenat en honor a una figura femenina, tot i que tres planetes nans –Ceres, Eris i Haumea– també tenen noms femenins.
Contingut [amaga]
1 Característiques físiques
1.1 Estructura interna
1.2 Geografia
1.3 Atmosfera i clima
1.4 Camp magnètic i nucli
2 Òrbita i rotació
3 Observació i exploració de Venus
3.1 Observacions històriques
3.2 Trànsits de Venus
3.3 Exploració espacial
4 Referències
4.1 Lectures addicionals
5 Vegeu també
6 Enllaços externs
6.1 Recursos cartogràfics
Característiques físiques
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.[15] 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.[16]
Estructura interna
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.[17] Tanmateix, la similitud de mida i densitat entre Venus i la Terra suggereix que comparteixen una estructura interna similar: un nucli, un mantell i una 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.[18]
Geografia
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 "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 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.[19]
Un aracnoide venusià vist per la sonda Magellan el 20 de gener de 1998
Vista en perspectiva del volcà Maat Mons (representació en fals color)
A banda dels 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 aracnoides. Totes tenen origen volcànic.[20]
Gairebé totes les característiques superficials de Venus s'anomenen en honor a dones històriques i mitològiques.[21] 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.[22]
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.[23][24]
Atmosfera i clima
Article principal: 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).
Venus en color vertader, tal com li confereix la seva densa capa de núvols
L'enorme quantitat de CO2 de l'atmosfera provoca un fort 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, 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 CO2 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.
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.
Òrbita i rotació
Venus gira sobre si mateix en 243 dies terrestres i el seu any dura tan sols 225 dies. Té una lenta 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. (Plutó i 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.
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 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.
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.
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 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.
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.
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.
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.
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.
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.
Trànsits de Venus
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
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, 10, 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 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
↑ Anar a : 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Williams, Dr. David R. «Venus Fact Sheet». NASA, 15-04-2005. [Consulta: 12 octubre 2007].
Anar ↑ «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter», 03-04-2009. Arxivat de l'original el 2009-04-20. [Consulta: 10 abril 2009]. (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; vegeu també pla invariable)
↑ Anar a : 3,0 3,1 Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; et.al. «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 90, 2007, pàg. 155–180. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y [Consulta: 28 agost 2007].
Anar ↑ «Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites». International Astronomical Union, 2000. [Consulta: 12 abril 2007].
Anar ↑ Espenak, Fred. «NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006». Twelve Year Planetary Ephemeris Directory. NASA, 1996. Arxivat de l'original el 2012-07-17. [Consulta: 20 juny 2006].
Anar ↑ «Venus: Facts & Figures» (html). NASA. [Consulta: 12 abril 2007].
Anar ↑ «Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars». Planetary Society. Arxivat de l'original el 2006-09-02. [Consulta: 12 abril 2007].
Anar ↑ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. «Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data». Journal of Geophysical Research, Planets, 113, 2008, pàg. E00B24. DOI: 10.1029/2008JE003134.
Anar ↑ «Caught in the wind from the Sun». ESA (Venus Express), 28-11-2007. [Consulta: 12 juliol 2008].
Anar ↑ Esposito, Larry W. «Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism». Science, 223, 4640, 09-03-1984, pàg. 1072–1074. DOI: 10.1126/science.223.4640.1072. PMID: 17830154 [Consulta: 29 abril 2009].
Anar ↑ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. «The Recent Evolution of Climate on Venus». Icarus, 150, 1, March 2001, pàg. 19–37. DOI: 10.1006/icar.2000.6570.
Anar ↑ Nimmo, F.; McKenzie, D. «Volcanism and Tectonics on Venus». Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 26, 1998, pàg. 23–53. Bibcode: 1998AREPS..26...23N. DOI: 10.1146/annurev.earth.26.1.23.
Anar ↑ Gran Enciclopèdia catalana. Al text, se cita dia venusià.
Anar ↑ Diccionari de la Gran Enciclopèdia catalana
Anar ↑ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P.. Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer, 2004, p. 61. ISBN 3-540-00431-9.
Anar ↑ «Atmosphere of Venus». The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. [Consulta: 29 abril 2007].
Anar ↑ Goettel, K.A.; Shields, J.A. & Decker, D.A. «Density constraints on the composition of Venus» (PDF). Proc. Lunar Planetary Science, 12B, 1981, pàg. 1507–1516Aerostat 'Xities' over Venus.
Anar ↑ Nimmo, F. «Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio». Geology, 30, 2002, pàg. 987–990. DOI: 10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2.
Anar ↑ Kaufmann W.J. (1994), Universe, W.H. Freeman, New York, p. 204. ISBN 0-7167-2379-4
Anar ↑ Frankel, Charles. Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press, 1996. ISBN 0521477700.
Anar ↑ 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
Anar ↑ Young C. (Editor). The Magellan Venus Explorer's Guide. 90a ed.. California: Jet Propulsion Laboratory, August 1990.
Anar ↑ Davies, M.E. et al. «Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 63, 2, 1994, p. 127. DOI: 10.1007/BF00693410.
Anar ↑ «Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio». Jet Propulsion Laboratory. [Consulta: 27 desembre 2007].
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 (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 – un hipotètic satèl·lit de Venus.
Enllaços externs
APOD català - Image astronòmica del dia Diverses imatges de Venus (català).
Venus - Informació didàctica (català).
Solarviews: Venus (en castellà).
NASA/NSSDC: dades de Venus (en anglès).
Informació de Venus de NASA's Solar System Exploration (en anglès).
L'exploració soviètica de Venus, Catàleg d'imatges (en anglès).
The Nine Planets: Venus (en anglès).
Pàgina de la NASA sobre les missions Venera (en anglès).
Pàgina de la missió Magellan (en anglès).
Informació de la Pioneer sobre Venus de la NASA (en anglès).
Informació detallada sobre els trànsits de Venus (en anglès).
Geody Venus, un cercador per a les característiques de la superfície (en anglès).
Mapes de Venus de NASA World Wind (en anglès).
Chasing Venus, Observació dels trànsits de Venus Smithsonian Institution Libraries (en anglès).
Base de dades de cràters de Venus Lunar and Planetary Institute (en anglès).
Calculate/show fase actual de Venus (U.S. Naval Observatory) (en anglès).
Venus Astronomy Cast episodi #50, inclou la transcripció sencera. (en anglès).
Recursos cartogràfics
PDS Map-a-Planet (en anglès).
Nomenclatura de Venus (en anglès).
Mapa de Venus (en anglès).
En altres projectes de Wikimedia:
Commons
Commons (Galeria)
Commons
Commons (Categoria) Modifica l'enllaç a Wikidata
[mostra]
Vegeu aquesta plantilla
Venus
[mostra]
Vegeu aquesta plantilla
Sistema solar
1000HA.png
Registres d'autoritat
GND: 4062527-8 LCCN: sh85142768 VIAF: 316741882 NDL: 00565856
Categoria : Venus
Menú de navegació
Sense sessió iniciadaDiscussió per aquest IPContribucionsCrea un compteInicia la sessióPàginaDiscussióMostraModifica el codiMostra l’historial
Més
Cerca
Cerca a Viquipèdia
Vés-hi
Portada
Article a l'atzar
Articles de qualitat
Comunitat
Portal viquipedista
Canvis recents
La taverna
Contacte
Xat
Donatius
Ajuda
Eines
Què hi enllaça
Canvis relacionats
Pàgines especials
Enllaç permanent
Informació de la pàgina
Element a Wikidata
Citau aquest article
Imprimeix/exporta
Crear un llibre
Baixa com a PDF
Versió per a impressora
En altres projectes
Commons
Viccionari
En altres idiomes
العربية
Asturianu
Azərbaycanca
Беларуская
English
Español
Euskara
Estremeñu
Galego
193 més
Modifica els enllaços
El text està disponible sota la Llicència de Creative Commons Reconeixement i Compartir-Igual; es poden aplicar termes addicionals. Vegeu les Condicions d'ús. Wikipedia® (Viquipèdia™) és una marca registrada de Wikimedia Foundation, Inc.
| |||