Vênus
Avanços na ciência surgem colocando-se tijolo sobre tijolo,
e não pela súbita ereção de palácios mirabolantes.
- J. S. Huxley
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Vênus,
a jóia do céu, era conhecida pelos astrônomos da antiguidade com
a estrela d'álva e estrela vespertina. Estes astrônomos
pensavam que Vênus era dois corpos distintos. Vênus, assim chamado por causa
da deusa Romana do amor e da beleza, é encoberto por grossa camada de
nuvens em turbilhões.
Astrônomos referem-se a Vênus com planeta irmão da Terra. Ambos são
similares em tamanho, massa, densidade e volume. Ambos formaram-se
aproximadamente ao mesmo tempo, e condensaram-se da mesma
nebulosa.
Entretanto, durante os últimos anos, cientistas descobriram que as similaridades
terminam ai. Vênus é muito diferente da Terra. Ele não tem oceanos e
é envolto por uma pesada atmosfera composta principalmente de
dióxido de carbono, e virtualmente sem vapor d'água.
Suas nuvens são compostas de gotículas de
ácido sulfúrico.
A pressão atmosférica na superfície é 92 vezes maior que
a da Terra, ao nível do mar.
Vênus é chamuscado por uma temperatura de cerca de 482° C
(900° F) na superfície.
Esta alta temperatura é devida especialmente por um fugidio
efeito estufa, causado pela
pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz solar passa
através da atmosfera e aquece a superfície do planeta. O Calor
seria radiado para fora, mas é aprisionado pela densa atmosfera e
impedido de escapar para o espaço. Isto torna Vênus mais quente
que Mercúrio.
Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres, e é mais longo que
seu ano, de 225 dias. Estranhamente, Vênus gira do leste para
o oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria no oeste e
pôr-se-ia no leste.
Até recentemente, a densa cobertura de nuvens tem impedido que Vênus
revelasse a natureza geológica de sua superfície aos cientistas.
O desenvolvimento de telescópios de radar e sistemas de imagem por radar
orbitando o planeta tem tornado possível ver a superfíce do planeta
através do patamar de nuvens.
Quatro das missões mais bem-sucedidas na revelação da superfície
Venusiana são a missão Pioneer Vênus da NASA, as missões Soviéticas
Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar,
da NASA (1990-1994). Assim que estas espaçonaves começaram a mapear o
planeta, uma nova imagem de Vênus emergiu.
A superfície de Vênus é relativamente jovem, geologicamente falando. Ela
parece ter sido completamente refeita de 300 a 500 milhões de anos
atrás. Cientistas debatem como e porque isto ocorreu.
A topografia Venusiana consiste-se de vastas planícies cobertas por
fluxos de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas
pela atividade geológica. O mais alto pico de Vênus é o 'Maxwell Montes', na
'Ishtar Terra'. As montanhas 'Aphrodite Terra' estendem-se por quase metade
de todo o equador. Imagens da Magalhães das regiões monhanhosas acima de
2,5 quilômetros (1,5 milhas) são usualmente brilhantes, característico
de solo úmido. Entretanto, água líquida não existe na superfície, e
não pode ser responsável pelas regiões montanhosas brilhantes. Uma teoria
sugere que o material brilhante pode ser composto por complexos metálicos.
Estudos têm mostrado que o material pode ser pirita (também
conhecida como "ouro dos trouxas").
Ela é instável nas planícies, mas poderia ser estável nas montanhas.
O material também poderia ser algum tipo de material exótico que
forneceria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.
Vênus é marcado por numerosas crateras de impacto
distribuidas aleatoriamente sobre sua superfície. Pequenas crateras com
menos de 2 quilômetros (1,2 milhas) são quase inexistentes devido à pesada
atmosfera Venusiana.
A exceção ocorre quando grandes meteoritos despedaçam-se pouco antes do
impacto, criando aglomerados de crateras.
Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosos. Pelo menos 85%
da superfície Venusiana é coberta por rocha vulcânica. Enormes fluxos de
lava, que estendem-se por centenas de quilômetros, tem inundado as planícies,
criando vastos planos. Mais de 100.000 pequenos vulcões ponteiam a superfície
junto com centenas de grandes vulcões. Fluxos vulcânicos tem produzido
longos canais sinuosos que estendem-se por centenas de quilômetros, com
um deles estendendo-se por 7.000 quilômetros (4.300 milhas).
Gigantes caldeiras, com mais de
100 quilômetros (62 milhas) de diâmetro são encontradas em Vênus.
Caldeiras Terrestres usualmente tem alguns poucos quilômetros de diâmetro.
Várias características são únicas de Vênus, incluíndo as 'coronae' e
'aracnóides'. Coronae são grandes formações, entre o circular e o oval,
cercadas por penhascos, e com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se
que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são
formações circulares ou alongadas, similares ao 'coronae'. Elas podem
ter sido causadas por rochas fundidas escorrendo pelas fraturas da
superfície e produzindo sistemas de diques e fraturas radiais.
Estatísticas sobre Vênus
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Massa (kg) | 4,869e+24
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Massa (Terra = 1) | 0,81476
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Raio equatorial (km) | 6.051,8
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Raio equatorial (Terra = 1) | 0,94886
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Densidade média (g/cm^3) | 5,25
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Distância média do Sol (km) | 108.200.000
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Distância média do Sol (Terra = 1) | 0,7233
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Período de rotação (dias) | -243,0187
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Período Orbital (dias) | 224,701
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Velocidade orbital média (km/s) | 35,02
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Excentricidade orbital | 0,0068
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Inclinação do eixo (graus) | 177,36
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Inclinação orbital (graus) | 3,394
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Gravidade equatorial na superfície (m/s^2) | 8,87
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Velocidade equatorial de escape (km/s) | 10,36
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Albedo geométrico visual | 0,65
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Magnitude (Vo) | -4,4
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Temperatura média na superfície | 482°C
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Pressão atmosférica (bar) | 92
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Composição atmosféricaDióxido de CarbonoNitrogênio
Traços de: Dióxido de enxofre, vapor d'água, monóxido
de carbono, argônio, hélio, neônio, cloreto de hidrogênio, e
fluoreto de hidrogênio.
96% 3+%
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- Visão artística de Vênus -
AVI, 4M.
- Filme sobre Rotação Terra/Vênus - AVI, 1M.
(Cortesia NASA/JPL)
- Magalhães - Mapeando o planeta Vênus -
AVI, 10M.
(Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Atla Regio Ocidental-
AVI, 7M; legenda.
(Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Artemis - AVI,
11M; AVI Grande, 23M;
legenda.
(Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Alpha Regio -
AVI, 8M; legenda.
(Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Eistla Regio Ocidental -
AVI, 3.3M;
AVI, 7.6M;
AVI Grande, 15M;
legenda.
(Cortesia NASA/JPL)
- Globo girante de Vênus - FLI,
1.5M; legenda.
(Cortesia NASA/JPL)
- Outro globo girante de Vênus MPEG,
296K.
- Uma visão dramática da lua com Vênus a distância -
MPEG, 83K. (Cortesia Naval Research Laboratory)
Imagem de Vênus da Mariner 10
(GIF, 378K)
Esta bela imagem de Vênus é um mosaico de três fotos tomadas pela
espaçonave Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974.
Ela mostra a grossa cobertura de nuvens que
impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através
de mapeamento por radar é que a superfície é revelada.
(Direitos Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus da Galileo
(GIF, 73K)
Em 10 de Fevereiro de 1990, a espaçonave Galileo tomou esta foto de
Vênus. Apenas a grossa camada de nuvens pode ser vista.
(Crédito: Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus do Hubble
(GIF, 100K;
TIF, 1M;
legenda)
Esta é uma imagem de Vênus em luz ultravioleta tomada em 24
de Janeiro de 1995, pelo Telescópio Espacial Hubble, quando Vênus estava
a uma distância de 113,6 milhões de quilômetros da Terra.
Em comprimentos de onda ultravioleta, as formações de nuvens tornam-se
distintas. Em particular, uma formação de nuvens em forma de "Y"
horizontal é vista próxima ao equador.
As regiões polares são brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de
pequenas partículas cobrindo as nuvens principais.
As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado
próximo ao topo das nuvens. Os astrônomos sabem, pelas missões anteriores, que
tais formações viajam do leste para o oeste com os ventos dominantes de
Vênus, dando a volta completa ao redor do planeta em quatro dias.
(Crédito: L. Esposito, Universidade do Colorado, Boulder, e NASA)
Vênus
(GIF, 313K)
Esta é uma visão global da superfície de Vênus, centrada a 180
graus logitude leste. Cor simulada é usada para aumentar estruturas
de pequena escala.
(Cortesia NASA/JPL)
Cinco visões globais
(GIF, 249K;
GIF, 2M;
legenda)
A superfície de Vênus é mostrada nestas
cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centralizada
no polo norte de Vênus. As outras quatro imagems estão
centralizadas no equador de Vênus, a (B) longitude 0 graus,
(C) longitude 90 graus leste, (D) 180 graus e (E) 270 graus
longitude leste. A região brilhante
próxima ao centro na vista polar é o Maxwell
Montes, a mais alta cadeia de montanhas em Vênus. Ovda Regio está
centralizada na vista de (C) 90 graus latitude leste. Atla
Regio é vista proeminentemente na vista de (D) 180 longitude leste.
(Cortesia NASA/JPL)
Vista Hemisférica de Vênus
(GIF, 342K;
GIF, 3M;
legenda)
Esta vista hemisférica de Vênus, tal qual revelada por mais de
uma década de investigações por radar que culminaram com a missão
Magalhães em 1990-94, está centralizada a 0 graus longitude leste.
A resolução efetiva desta imagem é cerca de 3 quilômetros. Ela foi
processada para melhorar o contraste e enfatizar pequenas formações,
e foi codificada por cor para representar a elevação.
(Cortesia NASA/JPL)
Vistas Hemisféricas Adicionais de Vênus
Mapa Venusiano
(TIF legendado, 2M;
GIF, 534K;
TIF não-legendado, 2M;
GIF, 535K)
Esta imagem é uma projeção Mercator da topografia Venusiana. Muitas das
diferentes regiões foram nomeadas. O mapa estende-se de -66.5 a
66.5 graus em latitude e inicia-se a 240 graus de longitude.
(Crédito: Calvin J. Hamilton)
Topografia Venusiana
(GIF, 389K)
Esta imagem é uma projeção Mercator. As regiões montanhosas tais como
Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio são
mostradas em amarelo e laranja. As regiões mais baixas são mostradas em azul.
(Cortesia NASA/JPL)
Mapa Cilíndrico de Vênus
(GIF, 269K;
GIF, 4M;
legenda)
Vênus é exibido neste simples
mapa cilíndrico de sua superfície. As bordas esquerda e
direita estão a 240 graus longitude leste. O topo e a borda
inferior da imagem estão a 90 graus latitude norte e 90 graus
latitude sul, respectivamente.
A região brilhante no topo, à esquerda do centro, é o Maxwell Montes,
a mais alta cadeia de montanhas em Vênus.
A maior região montanhosa, Aphrodite Terra, estende-se ao longo do
equador, da direita para o centro. Os sinais escuros espalhados
nesta imagem são halos rodeando algumas das crateras de impacto
mais jovens. Este conjunto de dados globais revelam um
número de crateras consistente com a idade média da superfície
de Vênus, de 300 milhões a 500 milhões de anos.
(Cortesia NASA/JPL)
Gula Mons e Cratera Cunitz
(GIF, 524K;
JPEG, 75K)
Uma porção da Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta
vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus.
O ponto de vista está localizado a 1.310 quilômetros (812 milhas)
sudoeste de Gula Mons, a uma elevação de 0,78 quilômetros
(0,48 milhas).
O ponto de vista aponta para noroeste, com Gula Mons aparecendo
no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros (1,86 milhas) de
altura, está localizado a aproximadamente 22 graus latitude norte,
359 graus longitude leste. A cratera de impacto Cunitz, cujo nome tomou
da matemática e astrônoma Maria Cunitz, é visível no centro da imagem.
A cratera tem 48,5 quilômetros (30 milhas) de diâmetro, e está a
215 quilômetros (133 milhas) da posição do observador.
(Cortesia NASA/JPL)
Eistla Regio - Vale em Fenda
(GIF, 173K)
Uma porção da Eistla Regio Ocidental é exibida nesta vista
tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O
ponto de vista está localizado a 725 quilômetros (450 milhas) a
sudeste de Gula Mons. Um vale em
fenda, mostrado em primeiro plano, estende-se até a base
de Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros (1,86 milhas) de altura. Esta
vista está de frente para o noroeste, com Gula Mons aparecendo
à direita, no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilômetros
(180 milhas) de diâmetro e com 2 quilômetros (1,2 milhas) de altura
aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo.
(Courtesy NASA/JPL)
Eistla Regio
(GIF, 663K;
JPEG, 75K)
Uma porção do Eistla Regio é mostrada nesta vista tridimensional,
em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista
está localizado a 1.100 quilômetros (682 milhas) noroeste de
Gula Mons, a uma elevação de 7,5 quilômetros (4,6 milhas).
Fluxos de lava estendem-se por centenas de quilômetros através das
planícies fraturadas mostradas em primeiro plano, até a base de
Gula Mons. Esta vista mostra o sudoeste com Gula Mons aparecendo
à esquerda, logo abaixo do horizonte. Sif Mons aparece à direita de
Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de aproximadamente
730 quilômetros (453 milhas).
(Cortesia NASA/JPL)
Lakshmi Planum
(GIF, 509K)
Esta vista mostra a região de Ishtar Terra Ocidental de enseada e escarpas
no sul, em vista tridimensional em perspectiva.
Ishtar Terra Ocidental tem o tamanho aproximado da
Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da
Magalhães.
O terreno montanhoso está entre 2,5 e 4 km (1,5 a 2,5 milhas) de altitude
no centro de um platô, chamado Lakshmi Planum,
o qual pode ser visto a distância, à direita. Aqui, a superfície do platô
cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declive íngreme cuja
inclinação excede os 5% em 50 km (30 mi).
(Cortesia NASA/JPL)
Alpha Regio
(GIF, 207K;
GIF, 209K)
Estas imagens mostram Alpha Regio. O terreno brilhante delineado é
uma série de gargantas, cordilheiras, e falhas
que são orientadas em várias direções. O comprimento destas formações
geralmente é de 10 quilômetros (6,3 milhas) a 50 quilômetros (31,3 milhas).
A elevação topográfica em Alpha Regio varia dentro de uma faixa
de 4 quilômetros (2,5 milhas). Depressões topográficas locais,
cujos contornos são geralmente definidos pelas estruturas internas à
região central, são relativamente escuras ao radar, e preenchidas por
lava vulcânica. Orifícios de nascentes destes vulcanismos aparecem como
pontos brilhantes dentro de formações planas lisas.
(Cortesia NASA/JPL)
Aracnóides
(GIF, 194K;
GIF, 238K)
Aracnóides são uma das formações mais notáveis encontradas em Vênus.
Neste mosaico da Magalhães, elas são vistas no radar como planos escuros
na região Fortuna. Como o nome sugere, aracnóides são formações do circular
ao ovalado, com anéis concêntricos e complexa rede de fraturas estendendo-se
para fora. Os aracnóides variam, em tamanho, de aproximadamente 50
quilômetros (29,9 milhas) a 230 quilômetros (137,7 milhas) de diâmetro.
Aracnóides são similares em forma, mas geralmente menores, às coronae
(estruturas vulcânicas circulares cercadas por um conjunto de cordilheiras
e sulcos, assim como linhas radiais). Uma teoria sobre sua origem diz que
elas são precursoras da formação coronae. As linhas brilhantes (ao radar)
estendendo-se por muitos quilômetros podem ter resultado de magma que
elevou-se de dentro do interior do planeta, e que empurrou a superfície para
cima, formando "fendas". Fluxos de lava brilhantes ao Radar
estão presentes na 1a. e 3a. imagem, e também indicam atividade
vulcânica nesta área. Algumas das fraturas atravessam estes fluxos,
indicando que os fluxos ocorreram antes das fraturas surgirem.
Tais relações entre diferentes estruturas fornecem boas evidências
sobre a idade relativa dos eventos.
Até o presente momento, aracnóides são encontrados somente em Vênus e
podem agora ser estudados mais de perto graças ao sistema de imagens
de radar de alta resulução (120 metros/0.07 milhas) da Magalhães.
(Cortesia NASA/JPL)
Linhas Paralelas
(GIF, 561K)
Dois grupos de formações paralelas que se cruzam quase em angulos retos
são visíveis aqui. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas
o apelidassem de terreno papel gráfico. Os delineamentos fracos
são espaçados a intervalos de cerca de 1 quilômetro (0,6 milhas) e
estendem-se além das fronteiras da imagem. Os delineamentos mais
dominantes, brilhantes, são menos regulares e freqüentemente parecem
iniciar-se e terminar onde interceptam os delineamentos mais fracos.
Ainda não está claro onde os dois conjuntos de delineamentos representam
falhas ou fraturas, mas em áreas fora da imagem, os delineamentos brilhantes
estão associados com crateras e outras formações vulcânicas.
(Cortesia NASA/JPL)
Fotos da Superfície, das Venera 9 e 10
(JPEG, 108K)
As espaçonaves Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas em 8 e 14 de Junho
de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar naves na
superfície de Vênus e obter imagens. As duas espaçonaves pousaram com
sucesso dispositivos de descida em 16 e 23 de outubro de 1975. Estas imagens
foram obtidas em 22 e 25 de outubro de 1975. Venera 9 pousou em um declive
inclinado cerca de 30 graus em relação à horizontal, enquanto que a Venera
10 estava inclinada a 8 graus. As duas espaçonaves estavam separadas cerca
de 2.100 quilômetros (1.300 milhas). A maioria das rochas nestas images
tem entre 0,3 e 1 metro.
- Fotos da Superfície, da Venera 13
(JPEG, 126K)
- Fotos da Superfície, da Venera 14
(JPEG, 156K)
Fotos Coloridas da Superfície, da Venera 13
(JPEG, 63K)
A Venera 13 pousou na superfície Venusiana em 3 de março de 1982.
Ela foi a primeira missão Venera a incluir uma câmera de TV colorida.
Esta imagem é a metade esquerda da foto da Venera 13.
- Metade Direita de Foto em cores, da Venera 13
(JPEG, 58K)
Ford, John P. et al. Guide to Magellan Image Interpretation.
JPL Publication 93-24, 1993.
Robinson, Cordula. "Magellan Reveals Venus." Astronomy,
32-41, February 1995.
Retorno à Mercúrio
Ao Lar Terra
Autor: Calvin J. Hamilton. Esta
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