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VENUS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
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ANTECEDENTES
Mitológicamente Venus es la diosa de la belleza y del Amor (Afrodita para los griegos) Es el planeta más brillante
de todos, a tal grado que ha recibido el nombre de Lucero de la Mañana o del Atardecer. De hecho, los griegos le
dieron dos nombres distintos creyendo que estaban viendo dos planetas en lugar de uno: Phosphorus (significa el
que trae la luz, la estrella matutina) y Hesperus ( la estrella vespertina). Los alquimistas asociaron este planeta con
el metal cobre y el símbolo de Venus está representado por un espejo de mano (de cobre). Los primeros espejos
eran hechos de cobre bruñido. El símbolo de Venus es utilizado también para representar al género femenino.
La NASA envió al Mariner 10 y obtuvo imágenes del planeta en 1974/75. En 1990 Venus recibió al Magellan,
sonda orbital que se encargó de mapear - mediante radar -la superficie de planeta con una resolución altísima.
Las primeras imágenes del planeta mostraban un planeta cubierto de nubes. Venus tiene un tamaño, masa y
densidad muy parecidos a los de la Tierra, Por tal motivo, la imaginación de los primeros astrónomos se disparó y
visualizaron un planeta muy húmedo con grandes pantanos y vida abundante, con saurios y criaturas acuáticas.
Tiempo después quedó evidente que nada podía ser más lejos que esto. Venus es un planeta árido e inhóspito.
DISTANCIA AL SOL
La distancia promedio de Venus al Sol es de 108.2 millones de Km., equivalentes a 0. 7233 unidades astronómicas.
Su órbita, aunque excéntrica es casi circular, por lo que no varía mucho su distancia al Sol a lo largo del año.
Aunque el Sol no es visible desde ninguna parte del planeta –por su densa atmósfera- la temperatura es
terriblemente alta, rebasando los 500°C de día ¡y de noche! Venus es tan caliente que el plomo puede fundirse
sobre su superficie.
DIÁMETRO ECUATORIAL
Venus es el planeta “gemelo” de la Tierra. Nuestro planeta tiene 12,756 Km. de diámetro y Venus poco menos que
eso: 12,102 Km.. Su diámetro es el 94.9 % del de la Tierra.
MASA
La masa de Venus es de 4.870 x 1024 Kg. Tiene 0.8149 veces la masa de la Tierra. (81.49 %)
DENSIDAD
En promedio cada metro cúbico de Venus pesa 5,250 Kg., es decir, su densidad es de 5.25, ó 5.25 veces más denso
que el agua. La Tierra tiene una densidad de 5.52.
COMPOSICIÓN
La composición de Venus es muy parecida a la de la Tierra: básicamente hierro, níquel y silicatos. Su núcleo es –
proporcionalmente- muy parecido al de nuestro planeta. Aunque no se detectaron cambios importantes durante la
visita del Magellan, es posible que esté geológicamente activo. La superficie está caracterizada por una gran
cantidad de volcanes y flujos ígneos. No hay muchos cráteres de impacto.
ATMÓSFERA
Venus tiene la atmósfera más densa del Sistema Solar. Es tan opaca que no nos permite ver la superficie. Es 90
veces más densa que la terrestre. Está compuesta por dióxido de carbono, nitrógeno y a gran altura hay una llovizna
constante de ácido sulfúrico. La densidad de la atmósfera se encarga de distribuir muy efectivamente el clima a
todo el planeta. A gran altura hay vientos casi huracanados pero en la superficie corre sólo una leve brisa de aire
abrasador. Venus experimenta un efecto de invernadero mediante el cual su atmósfera deja entrar cierta radiación
solar que luego no puede escapar al espacio, quedando “atrapada”. La severa turbulencia generada por estas
condiciones hace que los objetos se pierdan de vista a distancia y el paisaje -visiblemente enrojecido-esté
débilmente iluminado por el Sol. Del Sol sólo se ve una mancha luminosa de color rojo en el cielo.
GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)0.878
Es de 0.878 veces la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula sobre su superficie, notaríamos que nuestro
peso se disminuye al 87.8% de nuestro peso habitual. En otras palabras, una persona que aquí en la Tierra pesa 70
Kg. pesa en Venus casi 61.5 Kg..
VELOCIDAD DE ESCAPE
En Venus la velocidad de escape es de 10.4 km/seg, similar a la de la Tierra, que es de 11.2 km/seg.
PERIODO DE ROTACIÓN
Venus tiene el día más largo de todos los planetas. Su período de rotación es de 243.01 días terrestres. No sólo
eso...¡El día de Venus es más largo que su año! (224.70 días terrestres) ¡Genial! Antes de que termine el día ya se
está festejando Navidad (¿a 500°C?). Una consecuencia de que el día sea más largo que el año es que el Sol “sale”
por el occidente y se oculta por el oriente. (Suponiendo que fuera visible). También significa que Venus rota a
favor de las manecillas del reloj, en sentido opuesto a todos los demás planetas. En otras palabras, su rotación es
retrógrada.
PERIODO DE TRASLACIÓN
El año o período sideral de Venus dura 224.701 días terrestres. Como está más cerca del Sol que la Tierra, su año
concluye antes que el nuestro.
PERIODO SINODICO
El tiempo en que la Tierra es alcanzada por Venus es de 583.92 días, tras los cuales vuelven a quedar alineados el
Sol, Venus y la Tierra. Al igual que Mercurio, puede suceder que al arranque de un período sinódico, Venus pase
justo frente al Sol (Este fenómeno recibe el nombre de tránsito). No puede producir un eclipse ya que se ve muy
pequeño (Aunque visiblemente más grande que Mercurio). Lo que vemos –si protegemos nuestra vista
apropiadamente con un filtro especialmente diseñado para esa función) es una mota negra cruzando al Sol. El
planeta se acerca tanto a la Tierra en la conjunción inferior que su diámetro aparente sería claramente visible. El
próximo tránsito a observarse será el 8 de junio del año 2004.
INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)177.3
En un principio fue difícil establecer su eje de rotación con precisión, puesto que la superficie del planeta está
oculta y el movimiento de sus nubes no es el mismo. En alguna literatura se menciona que ese eje es de 2.7°, sin
embargo, aquellos que desean mantener el concepto de que todos los planetas rotan en contra de las manecillas del
reloj y apoyados por lo inusual de su comportamiento, sugieren que Venus ¡está invertido!!! ¡Sí! ¡De cabeza! Desde
esta perspectiva el eje de rotación de Venus es de 177.3°. La explicación a esta situación es que –en un pasado
remoto- Venus fue impactado por otro planeta con tanta fuerza que lo volteó. Debido a que rota casi verticalmente
y a su cálida atmósfera, Venus no presenta estaciones.
INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)
Está inclinada por 03° 23’ 40”. Si su órbita estuviera en el mismo plano que la órbita terrestre (la eclíptica),
observaríamos tránsitos de Venus cada 583.92 días.
EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA
Venus tiene la órbita menos excéntrica de todas. Se desvía muy poco de ser un círculo perfecto. Su excentricidad es
de e=0.0068.
SATELITES
Venus no posee satélites naturales.
ASPECTO A SIMPLE VISTA
Venus aparece siempre en los amaneceres o atardeceres, ya que su órbita es interior (más pequeña que la nuestra).
Su máxima elongación (separación angular del Sol) puede ser de 48°, permitiendo que en condiciones ideales se
pueda observar en plena noche. Cuando está en conjunción inferior es invisible durante un período de 3 semanas, a
menos que nos toque presenciar un tránsito. Cuando está en conjunción superior es también invisible a menos que
coincida con un eclipse total de sol. Su blanca atmósfera y su cercanía al Sol hacen que se vea brillante, de color
blanco refulgente, y alcance una magnitud de –4.26. 35 días antes de su máxima elongación oeste, Venus alcanza
su máximo brillo y sale por el este antes de amanecer. En la máxima elongación este, Venus es visible después del
atardecer y alcanza su máximo brillo 35 días después, para luego perderse nuevamente en el resplandor del Sol.
Venus es lo suficientemente grande y cercano como para que una persona con excelente vista se deleite viendo sus
fases, antes y después de la conjunción inferior. De no ser así, cualquier binocular será suficiente para observar este
bello fenómeno. Especialmente recomendables para este efecto son los binoculares de 10X50. Un buen observador
puede aprender a localizar este planeta a simple vista aún a la luz del día.
ASPECTO EN EL TELESCOPIO
Venus presenta fases por el hecho de tener una órbita más pequeña que la de la Tierra. Cerca de la conjunción
inferior su diámetro aparente aumenta y la fase iluminada es más esbelta. Aunque Venus es lo suficientemente
grande como para ver detalles en la superficie, es imposible hacerlo por el hecho de que su atmósfera que cubre
perpetuamente las características superficiales. Teniendo cuidado de no apuntar el telescopio hacia el Sol, es
posible observarlo durante el día, si sabemos hacia dónde buscar.
ASPECTO SUPERFICIAL
No hay manera de enviar una sonda que pueda fotografiar globalmente su superficie debido a su densa atmósfera.
Sin embargo, se las ingeniaron en la NASA para enviar la sonda Magellan, misma que vio a través de las nubes y
determinó su topografía utilizando técnicas ya probadas en cartografiar el fondo marino de la Tierra. El aspecto
final no revela los colores naturales del terreno ni su brillantez, sino su capacidad de reflectancia a las ondas de
radio. Con el uso de un altímetro que medía el tiempo que un rayo luminoso tardaba en ser reflejado sobre la
superficie, pudieron modelar su topografía y determinar la ubicación de volcanes, domos y cráteres. Los flujos
volcánicos reflejan muy eficientemente las ondas de radio, por lo tanto, en las radio imágenes emitidas y
representadas por colores falsos, aparecen muy brillantes, aunque topográficamente nos signifiquen mucho. Por
computadora se ha sintetizado el aspecto de los paisajes venusinos, con la ventaja de evitar la turbulencia que
empaña los objetos a distancia.