Frente a Venus en el sistema solar. Planetas de nuestro sistema solar

Venus es el segundo planeta más alejado del Sol (el segundo planeta del sistema solar).

Venus pertenece a los planetas terrestres y lleva el nombre de la antigua diosa romana del amor y la belleza. Venus no tiene satélites naturales. Tiene una atmósfera densa.

Venus ha sido conocido por la gente desde la antigüedad.

Los vecinos de Venus son Mercurio y la Tierra.

La estructura de Venus es un tema de controversia. Lo más probable es: un núcleo de hierro con una masa del 25% de la masa del planeta, un manto (se extiende 3300 kilómetros de profundidad en el planeta) y una corteza de 16 kilómetros de espesor.

Una parte importante de la superficie de Venus (90%) está cubierta de lava basáltica solidificada. En él hay vastas colinas, las más grandes de las cuales son comparables en tamaño a los continentes de la tierra, montañas y decenas de miles de volcanes. Los cráteres de impacto en Venus están prácticamente ausentes.

venus no tiene campo magnético.

Venus es el tercer objeto más brillante en el cielo de la Tierra después del Sol y la Luna.

órbita de venus

La distancia promedio de Venus al Sol es de poco menos de 108 millones de kilómetros (0,72 unidades astronómicas).

Perihelio (punto más cercano en órbita al Sol): 107,5 millones de kilómetros (0,718 unidades astronómicas).

Afelio (punto más alejado de la órbita del Sol): 108,9 millones de kilómetros (0,728 unidades astronómicas).

La velocidad media de Venus en su órbita es de 35 kilómetros por segundo.

El planeta da una vuelta alrededor del Sol en 224,7 días terrestres.

La duración de un día en Venus es de 243 días terrestres.

La distancia de Venus a la Tierra varía de 38 a 261 millones de kilómetros.

La dirección de rotación de Venus es opuesta a la dirección de rotación de todos (excepto Urano) los planetas del sistema solar.

Venus es el segundo planeta desde el sol en el sistema solar, llamado así por la diosa romana del amor. Es uno de los objetos más brillantes en esfera celestial, la "estrella de la mañana" que aparece en el cielo al amanecer y al anochecer. Venus es similar a la Tierra en muchos aspectos, pero no tan amigable como parece desde lejos. Las condiciones en él son completamente inadecuadas para el surgimiento de la vida. La superficie del planeta está oculta para nosotros por una atmósfera de dióxido de carbono y nubes de ácido sulfúrico, que crean el efecto invernadero más fuerte. La opacidad de las nubes no nos permite estudiar a Venus en detalle, por lo que sigue siendo uno de los planetas más misteriosos para nosotros.

una breve descripción de

Venus gira alrededor del Sol a una distancia de 108 millones de km, y este valor es casi constante, ya que la órbita del planeta es casi perfectamente circular. Al mismo tiempo, la distancia a la Tierra cambia significativamente: de 38 a 261 millones de km. El radio de Venus es en promedio 6052 km, la densidad es 5,24 g / cm³ (denso que la tierra). La masa es igual al 82% de la masa de la Tierra - 5 10 24 kg. Aceleración caida libre también cerca de la tierra - 8,87 m / s². Venus no tiene satélites, pero hasta el siglo XVIII se hicieron repetidos intentos para buscarlos, que no tuvieron éxito.

El planeta da una vuelta completa en órbita en 225 días, y el día en Venus es el más largo de todo el sistema solar: duran hasta 243 días, más que el año de Venus. Venus se mueve en órbita a una velocidad de 35 km/s. La inclinación de la órbita al plano de la eclíptica es bastante significativa: 3,4 grados. El eje de rotación es casi perpendicular al plano de la órbita, por lo que los hemisferios norte y sur están iluminados por el Sol casi por igual, y no hay cambio de estaciones en el planeta. Otra característica de Venus es que las direcciones de su rotación y circulación no coinciden, a diferencia de otros planetas. Se supone que esto se debe a una poderosa colisión con un gran cuerpo celeste que cambió la orientación del eje de rotación.

Venus está clasificado como un planeta terrestre, y también se le llama hermano de la Tierra debido a la similitud en tamaño, masa y composición. Pero las condiciones en Venus difícilmente pueden llamarse similares a las de la Tierra. Su atmósfera, compuesta principalmente por dióxido de carbono, es la más densa de todos los planetas del mismo tipo. La presión atmosférica es 92 veces mayor que la terrestre. Gruesas nubes de ácido sulfúrico envuelven la superficie. Para la radiación visible, son opacos, incluso con satélites artificiales, lo que durante mucho tiempo dificultó ver lo que había debajo de ellos. Solo los métodos de radar por primera vez permitieron estudiar el relieve del planeta, ya que las nubes de Venus resultaron ser transparentes a las ondas de radio. Se encontró que hay muchos rastros de actividad volcánica en la superficie de Venus, pero no se encontraron volcanes activos. Hay muy pocos cráteres, lo que habla de la "juventud" del planeta: su edad es de unos 500 millones de años.

Educación

Venus es muy diferente de otros planetas del sistema solar en cuanto a sus condiciones y características de movimiento. Y todavía es imposible responder a la pregunta, ¿cuál es la razón de tal singularidad? En primer lugar, si es el resultado de la evolución natural o de procesos geoquímicos debido a la proximidad al Sol.

Según una única hipótesis sobre el origen de los planetas de nuestro sistema, todos ellos surgieron de una nebulosa protoplanetaria gigante. Debido a esto, la composición de todas las atmósferas fue la misma durante mucho tiempo. Después de un tiempo, solo los planetas gigantes fríos pudieron retener los elementos más comunes: hidrógeno y helio. Desde los planetas más cercanos al Sol, estas sustancias en realidad fueron "arrastradas" hacia el espacio exterior, y elementos más pesados ​​(metales, óxidos y sulfuros) entraron en su composición. Las atmósferas de los planetas se formaron principalmente debido a la actividad volcánica, y su composición inicial dependía de la composición de los gases volcánicos en las profundidades.

Atmósfera

Venus tiene una atmósfera muy poderosa que oculta su superficie de la observación directa. La mayor parte consiste en dióxido de carbono (96%), el 3% es nitrógeno y menos aún otras sustancias: argón, vapor de agua y otras. Además, las nubes de ácido sulfúrico están presentes en gran volumen en la atmósfera, y son ellas las que la hacen opaca a la luz visible, pero las atraviesan las radiaciones infrarrojas, de microondas y de radio. La atmósfera de Venus es 90 veces más masiva que la de la Tierra, y también mucho más caliente: su temperatura es de 740 K. La razón de este calentamiento (más que en la superficie de Mercurio, que está más cerca del Sol) radica en el efecto invernadero. eso ocurre debido a la alta densidad de dióxido de carbono, el componente principal de la atmósfera. La altura de la atmósfera de Venus es de unos 250-350 km.

La atmósfera de Venus circula y rota constante y muy rápidamente. Su período de rotación es muchas veces menor que el del planeta mismo: solo 4 días. La velocidad del viento también es enorme: unos 100 m/s en capas superiores que es mucho más que en la Tierra. Sin embargo, a bajas altitudes, el movimiento de los vientos se debilita significativamente y alcanza solo alrededor de 1 m/s. En los polos del planeta se forman poderosos anticiclones, vórtices polares que tienen forma de S.

Al igual que la tierra, la atmósfera de Venus se compone de varias capas. La capa inferior - la troposfera - es la más densa (99% de peso total atmósfera) y se extiende a una altura media de 65 km. Debido a la alta temperatura superficial, la parte inferior de esta capa es la más caliente de la atmósfera. La velocidad del viento aquí también es baja, pero a medida que aumenta la altitud, aumenta, mientras que la temperatura y la presión disminuyen, y a una altitud de unos 50 km ya se acercan a los valores de la Tierra. Es en la troposfera donde se observa la mayor circulación de nubes y vientos, y se observan fenómenos meteorológicos: torbellinos, huracanes que se precipitan a gran velocidad e incluso rayos que golpean aquí con el doble de frecuencia que en la Tierra.

Entre la troposfera y la siguiente capa, la mesosfera, hay un límite delgado, la tropopausa. Aquí las condiciones son más similares a las de superficie de la Tierra: La temperatura oscila entre 20 y 37 °C y la presión es aproximadamente la misma que al nivel del mar.

La mesosfera ocupa alturas de 65 a 120 km. Su parte inferior tiene una temperatura casi constante de 230 K. A una altitud de unos 73 km comienza una capa de nubes, y aquí la temperatura de la mesosfera disminuye gradualmente con una altura de hasta 165 K. A una altitud de unos 95 km , comienza la mesopausia, y aquí la atmósfera nuevamente comienza a calentarse hasta valores del orden de 300 400 K. La temperatura es la misma para la termosfera suprayacente, que se extiende hasta los límites superiores de la atmósfera. Cabe señalar que, dependiendo de la iluminación de la superficie del planeta por parte del Sol, las temperaturas de las capas en los lados diurno y nocturno difieren significativamente: por ejemplo, los valores diurnos para la termosfera son de aproximadamente 300 K, y los valores nocturnos son solo de unos 100 K. Además, Venus también tiene una ionosfera extendida a altitudes de 100 a 300 km.

A una altitud de 100 km en la atmósfera de Venus hay una capa de ozono. El mecanismo de su formación es similar al de la tierra.

No existe un campo magnético propio en Venus, pero sí una magnetosfera inducida formada por corrientes de partículas ionizadas del viento solar, trayendo consigo el campo magnético de la estrella, congelado en la materia coronal. Las líneas de fuerza del campo magnético inducido, por así decirlo, fluyen alrededor del planeta. Pero debido a la ausencia de un campo propio, el viento solar penetra libremente en su atmósfera, provocando su salida a través de la cola magnetosférica.

La atmósfera densa y opaca prácticamente no permite que la luz del sol llegue a la superficie de Venus, por lo que su iluminación es muy baja.

Estructura

Foto de una nave espacial interplanetaria

La información sobre el relieve y la estructura interna de Venus está disponible hace relativamente poco tiempo gracias al desarrollo del radar. Las encuestas del planeta en el rango de radio permitieron crear un mapa de su superficie. Se sabe que más del 80% de la superficie está llena de lava basáltica, y esto sugiere que el relieve moderno de Venus está formado principalmente por erupciones volcánicas. De hecho, hay muchos volcanes en la superficie del planeta, especialmente pequeños, con un diámetro de unos 20 kilómetros y una altura de 1,5 km. ¿Hay algunos activos entre ellos? este momento imposible de decir Hay muchos menos cráteres en Venus que en otros planetas del grupo terrestre, ya que la densa atmósfera impide que la mayoría de ellos penetren a través de ella. cuerpos celestiales. Además, las naves espaciales han descubierto colinas de hasta 11 km de altura en la superficie de Venus, que ocupan alrededor del 10% de toda el área.

modelo único estructura interna Venus no se ha desarrollado hasta el día de hoy. Según el más probable de ellos, el planeta consta de una corteza delgada (unos 15 km), un manto de más de 3000 km de espesor y un núcleo masivo de hierro y níquel en el centro. La ausencia de un campo magnético en Venus puede explicarse por la ausencia de partículas cargadas en movimiento en el núcleo. Esto significa que el núcleo del planeta es sólido, ya que en él no hay movimiento de materia.

Observación

Dado que de todos los planetas, Venus es el que más se acerca a la Tierra y, por lo tanto, es el más visible en el cielo, no será difícil observarlo. Es visible a simple vista incluso durante el día, pero por la noche o al anochecer, Venus aparece ante los ojos como la "estrella" más brillante de la esfera celeste con una magnitud de -4,4. metro. Gracias a un brillo tan impresionante, el planeta se puede observar a través de un telescopio incluso durante el día.

Como Mercurio, Venus no se aleja del Sol. El ángulo máximo de su desviación es de 47 °. Es más conveniente observarlo poco antes del amanecer o inmediatamente después del atardecer, cuando el Sol todavía está debajo del horizonte y no interfiere con su luz brillante en la observación, y el cielo aún no está lo suficientemente oscuro como para que el planeta brille demasiado. Dado que los detalles del disco de Venus son apenas perceptibles durante las observaciones, es necesario utilizar un telescopio de alta calidad. E incluso en él, lo más probable, solo un círculo grisáceo sin ningún detalle. Sin embargo, en buenas condiciones y con un equipo de alta calidad, a veces aún se pueden ver formas extrañas oscuras y manchas blancas formadas por nubes atmosféricas. Los binoculares son útiles solo para encontrar Venus en el cielo y sus observaciones más simples.

La atmósfera de Venus fue descubierta por M.V. Lomonosov durante su paso por el disco solar en 1761.

Venus, como la Luna y Mercurio, tiene fases. Esto se debe a que su órbita está más cerca del Sol que la de la Tierra, y por tanto, cuando el planeta se encuentra entre la Tierra y el Sol, sólo se ve una parte de su disco.

La zona de la tropopausa en la atmósfera de Venus, debido a condiciones similares a las de la Tierra, se está considerando para la colocación de estaciones de investigación allí e incluso para la colonización.

Venus no tiene satélites, pero durante mucho tiempo hubo una hipótesis según la cual anteriormente era Mercurio, pero debido a algún impacto catastrófico externo, abandonó su campo gravitatorio y se convirtió en un planeta independiente. Además, Venus tiene un cuasi-satélite, un asteroide cuya órbita de rotación alrededor del Sol es tal que no sale de la influencia del planeta durante mucho tiempo.

En junio de 2012 se produjo el último tránsito de Venus por el disco solar en este siglo, observado íntegramente en océano Pacífico y casi en toda Rusia. El último pasaje se observó en 2004 y los anteriores en el siglo XIX.

Debido a las muchas similitudes con nuestro planeta, la vida en Venus se consideró posible durante mucho tiempo. Pero desde que se supo sobre la composición de su atmósfera, el efecto invernadero y otros condiciones climáticas, es obvio que tal vida terrestre en este planeta es imposible.

Venus es uno de los candidatos para la terraformación: cambiar el clima, la temperatura y otras condiciones del planeta para hacerlo habitable para los organismos terrestres. En primer lugar, para ello será necesario entregar suficiente agua a Venus para iniciar el proceso de fotosíntesis. También es necesario hacer que la temperatura en la superficie sea significativamente más baja. Para ello, es necesario anular el efecto invernadero convirtiendo el dióxido de carbono en oxígeno, que podría ser manipulado por las cianobacterias, que tendrían que ser rociadas a la atmósfera.

Venus- el segundo planeta interior del sistema solar, con un período de revolución de 224,7 días terrestres. El planeta obtuvo su nombre en honor a la diosa del amor Venus del panteón romano.

El planeta Venus a menudo se conoce como la "hermana cósmica" de la Tierra. De hecho, según sus datos externos, este planeta se parece a la Tierra. Su diámetro es solo 600 km menor que el de la Tierra, y la fuerza de gravedad en la superficie de Venus es casi la misma que en la Tierra. Un peso de 1 kg, siendo transferido a Venus, pesaría allí 850 g.

Sin embargo, aquí es donde terminan las similitudes: para los terrícolas, aterrizar en un planeta "hermano" sería fatal: una presión 90 veces superior a la de la Tierra y una temperatura de +400 grados centígrados son solo algunas de las "sorpresas" que Venus tiene preparadas para nosotros.

La distancia media de Venus a la Tierra es de 41 millones de km en el punto más cercano (2 veces más cerca que ) y de 259 millones de km en el punto más lejano de la órbita. La distancia de Venus al Sol es de 108,2 millones de km.

Venus tiene una forma casi esférica, la órbita del planeta es casi circular, su excentricidad es de 0,0068, la más pequeña del sistema solar. La velocidad de movimiento de Venus en órbita es de 35 km/s. El período orbital es de 224,7 días terrestres y el período de rotación alrededor del eje es de 243,02 días terrestres.
Una característica de la rotación alrededor de su eje es que Venus gira en dirección opuesta, en comparación con otros planetas del sistema solar. Tal movimiento se llama retrógrado.

Debido a esto, un día en Venus dura 116,8 días terrestres (es decir, la mitad del año venusino). Así, el día y la noche en Venus duran 58,3 días terrestres.

La superficie del planeta está constantemente cubierta de densas nubes.

El planeta Venus como se puede ver desde la órbita - la superficie del planeta nunca es visible debido a un velo de nubes

La atmósfera del planeta Venus

El velo de nubes sobre Venus es completamente opaco, y si nos encontráramos en la superficie de este planeta, nos veríamos privados para siempre de la vista del Sol y del cielo estrellado. Por lo tanto, cuando miramos a Venus a través de telescopios, no vemos la superficie del planeta, sino que solo observamos el borde superior de la nubosidad.

En cuanto a la composición química de la atmósfera de Venus, su único componente determinado de manera confiable es el dióxido de carbono, cuyo contenido relativo, según datos astronómicos, debería ser de alrededor del 95%. También hay evidencia confiable de la presencia de vapor de agua en la envoltura gaseosa de Venus. En la atmósfera superior de Venus, el contenido de oxígeno no supera el 0,1% de su contenido en las mismas capas de la atmósfera terrestre.

El efecto invernadero también ocurre en las atmósferas de otros planetas. Pero si en la atmósfera de Marte aumenta la temperatura media cerca de la superficie en 9°, en la atmósfera de la Tierra en 35°, entonces en la atmósfera de Venus este efecto alcanza los 400°. La temperatura máxima registrada en la superficie es de +480 °C, ¡por encima del punto de fusión del plomo!

Una temperatura tan alta requiere una explicación. Los cálculos muestran que no puede ser el resultado únicamente de la proximidad de Venus al Sol. Debe haber algunos factores adicionales que contribuyen al calentamiento. Lo más probable es que tal factor sea el "efecto invernadero" extremadamente fuerte de la atmósfera de Venus. Es probable que la envoltura gaseosa del planeta, aunque transmita bien la luz solar visible, absorba casi por completo la radiación infrarroja resultante del calentamiento de la superficie del planeta.

En la Tierra, el efecto invernadero está asociado a la presencia de dióxido de carbono y vapor de agua en la atmósfera. En Venus, el dióxido de carbono también está presente en grandes cantidades. Pero el dióxido de carbono en la región infrarroja del espectro absorbe lejos de todas las longitudes de onda. El vapor de agua podría "rellenar" estas "ventanas de transparencia". Pero solo se han encontrado cantidades muy pequeñas de agua en la atmósfera de Venus. Por supuesto, no se descarta la posibilidad de que algún otro gas absorba la radiación térmica del planeta, pero cuál no está del todo claro. Además, cabe destacar que los lados diurno y nocturno del planeta son igualmente calientes.

En este sentido, surge una suposición natural sobre la alta temperatura interna de un planeta nublado. Es posible que Venus esté actualmente experimentando una violenta actividad volcánica. En este caso, las altas temperaturas que se encuentran en la superficie de Venus se explican por una poderosa afluencia de energía desde sus profundidades.

Exploración espacial de Venus

La sonda espacial "Venera-1" fue la primera nave espacial desde la Tierra construida específicamente para estudiar otros planetas, se lanzó el 12 de febrero de 1961, pero pronto se perdió la comunicación con ella.

Por lo tanto, el primer aparato artificial para "medir" Venus por sí solo fue el American Mariner 2, lanzado el 27 de agosto de 1962 y ya en diciembre del mismo año transmitió valiosa información sobre la enorme temperatura superficial y la ausencia total de un campo magnético. alrededor del planeta.

Pero luego, la "Venus" soviética compensó las primeras fallas: 16 naves espaciales soviéticas transmitieron a la Tierra una cantidad colosal de información sobre el planeta No. 2, y "Venera-7" el 15 de diciembre de 1970 hizo un aterrizaje suave en Venus y con éxito. transmitió no solo datos sobre los parámetros atmosféricos, sino también fotografías de la superficie, las primeras fotografías de la superficie de otro planeta que vieron los terrícolas. En total, Venera-7 funcionó durante 23 minutos, hasta que las duras condiciones de la “hermana malvada” de la tierra pusieron fin a la misión del aparato.

Venera-13 y Venera-14 encontraron que el suelo de Venus consiste en 50% de sílice, 16% de alumbre de aluminio y 11% de óxido de magnesio.

El período de rotación del planeta y las coordenadas de su Polo Norte, obtenido como resultado del procesamiento conjunto del radar a bordo y las mediciones Doppler de Magellan y Venera-15, Venera-16 para 20 puntos de referencia en la superficie de Venus, resultó para ser como sigue: Período de rotación T = 243.0183 días terrestres. Ascensión Recta = 272.57. Declinación = 67,14.

Y el tercer objeto más brillante del cielo después del Sol y la Luna. A veces este planeta se llama hermana de la tierra, que se asocia a cierta similitud en masa y tamaño. La superficie de Venus está cubierta con una capa de nubes completamente impenetrable, cuyo componente principal es el ácido sulfúrico.

nombrando Venus el planeta recibió en honor a la diosa romana del amor y la belleza. Incluso en la época de los antiguos romanos, la gente ya sabía que este Venus es uno de los cuatro planetas que difieren de la Tierra. Fue el brillo más alto del planeta, la visibilidad de Venus, lo que jugó un papel en el hecho de que lleva el nombre de la diosa del amor, y esto permitió durante años asociar el planeta con el amor, la feminidad y el romance.

Durante mucho tiempo se creyó que Venus y la Tierra son planetas gemelos. La razón de esto fue su similitud en tamaño, densidad, masa y volumen. Sin embargo, científicos posteriores descubrieron que a pesar de la similitud obvia de estas características planetarias, los planetas son muy diferentes entre sí. Estamos hablando de parámetros como la atmósfera, la rotación, la temperatura de la superficie y la presencia de satélites (Venus no los tiene).

Como en el caso de Mercurio, el conocimiento humano de Venus aumentó significativamente en la segunda mitad del siglo XX. Antes de los EE.UU. y Unión Soviética comenzaron a organizar sus misiones desde la década de 1960, los científicos aún tenían la esperanza de que las condiciones bajo las increíblemente densas nubes de Venus pudieran ser habitables. Pero los datos recopilados como resultado de estas misiones demostraron lo contrario: las condiciones en Venus son demasiado duras para la existencia de organismos vivos en su superficie.

La misión de la URSS del mismo nombre hizo una contribución significativa al estudio de la atmósfera y la superficie de Venus. La primera nave espacial enviada al planeta y que voló más allá del planeta fue Venera-1, desarrollada por Energia Rocket and Space Corporation que lleva el nombre de S.P. Koroleva (hoy NPO Energia). A pesar de que se perdió la comunicación con esta nave, así como con varios otros vehículos de la misión, hubo quienes pudieron no solo estudiar la composición química de la atmósfera, sino incluso llegar a la superficie misma.

El primer barco, botado el 12 de junio de 1967, que pudo realizar investigaciones atmosféricas fue el Venera-4. El módulo de descenso de la nave espacial fue literalmente aplastado por la presión en la atmósfera del planeta, pero el módulo orbital logró hacer una serie de observaciones valiosas y obtener los primeros datos sobre la temperatura, densidad y temperatura de Venus. composición química. La misión permitió determinar que la atmósfera del planeta está compuesta en un 90% por dióxido de carbono con una pequeña cantidad de oxígeno y vapor de agua.

Los instrumentos del orbitador indicaron que Venus no tiene cinturones de radiación y que el campo magnético es 3000 veces más débil que el campo magnético de la Tierra. Un indicador de radiación ultravioleta solar a bordo de la nave permitió revelar la corona de hidrógeno de Venus, cuyo contenido de hidrógeno era unas 1000 veces menor que en las capas superiores de la atmósfera terrestre. Los datos fueron confirmados además por las misiones Venera-5 y Venera-6.

Gracias a estos y posteriores estudios, hoy los científicos pueden distinguir dos amplias capas en la atmósfera de Venus. La primera y principal capa son nubes que cubren todo el planeta con una esfera impenetrable. El segundo es todo lo que está debajo de estas nubes. Las nubes que rodean a Venus se extienden de 50 a 80 kilómetros sobre la superficie del planeta y están compuestas principalmente de dióxido de azufre (SO2) y ácido sulfúrico (H2SO4). Estas nubes son tan densas que reflejan el 60% de toda la luz solar que Venus recibe de regreso al espacio.

La segunda capa, que está debajo de las nubes, tiene dos funciones principales: densidad y composición. El efecto combinado de estas dos funciones en el planeta es enorme: convierte a Venus en el más cálido y menos hospitalario de todos los planetas del sistema solar. Debido al efecto invernadero, la temperatura de la capa puede alcanzar los 480 °C, lo que permite calentar la superficie de Venus a las temperaturas máximas de nuestro sistema.

nubes de venus

Con base en las observaciones del satélite Venus Express, supervisado por la Agencia Espacial Europea (ESA), los científicos han podido mostrar por primera vez cómo las condiciones climáticas en las gruesas capas de nubes de Venus están relacionadas con la topografía de su superficie. Resultó que las nubes de Venus no solo pueden interferir con la observación de la superficie del planeta, sino también dar pistas sobre qué se encuentra exactamente en él.

Se cree que Venus es muy caliente debido al increíble efecto invernadero, que calienta su superficie a temperaturas de 450 grados centígrados. El clima en la superficie es deprimente, y en sí mismo está muy poco iluminado, ya que está cubierto por una capa de nubes increíblemente espesa. Al mismo tiempo, el viento que está presente en el planeta tiene una velocidad que no excede la velocidad de una carrera fácil: 1 metro por segundo.

Sin embargo, cuando se ve desde lejos, el planeta, también llamado hermano de la Tierra, se ve muy diferente: el planeta está rodeado de nubes suaves y brillantes. Estas nubes forman una gruesa capa veinte kilómetros por encima de la superficie y, por lo tanto, mucho más fría que la superficie misma. La temperatura típica de esta capa es de unos -70 grados centígrados, que es comparable a las temperaturas que se encuentran en la parte superior de las nubes de la Tierra. En la capa superior de la nube, las condiciones climáticas son mucho más extremas, con vientos cientos de veces más rápidos que en la superficie e incluso más rápidos que la velocidad de rotación de Venus.

Con la ayuda de las observaciones de Venus Express, los científicos han podido mejorar significativamente el mapa climático de Venus. Pudieron identificar tres aspectos del clima nublado del planeta a la vez: qué tan rápido pueden circular los vientos en Venus, cuánta agua contienen las nubes y qué tan brillantes se distribuyen estas nubes a lo largo del espectro (en luz ultravioleta). ).

“Nuestros resultados han demostrado que todos estos aspectos: el viento, el contenido de agua y la composición de las nubes están relacionados de alguna manera con las propiedades de la superficie de Venus”, dijo Jean-Loup Berteau del observatorio LATMOS en Francia, autor principal del nuevo Venus Express. estudio. "Usamos observaciones de naves espaciales que cubren un período de seis años, de 2006 a 2012, y esto nos permitió estudiar los patrones de los cambios climáticos a largo plazo en el planeta".

superficie de venus

Antes de los estudios de radar del planeta, los datos más valiosos en la superficie se obtuvieron utilizando el mismo programa espacial soviético "Venus". El primer vehículo en realizar un aterrizaje suave en la superficie de Venus fue la sonda espacial Venera 7, lanzada el 17 de agosto de 1970.

A pesar de que incluso antes de aterrizar, muchos de los instrumentos de la nave ya habían fallado, logró detectar indicadores de presión y temperatura en la superficie, que ascendieron a 90 ± 15 atmósferas y 475 ± 20 ° C.

1 - vehículo de descenso;
2 - paneles solares;
3 – sensor de orientación celeste;
4 - panel protector;
5 - sistema de propulsión correctivo;
6 - colectores del sistema neumático con boquillas de control;
7 – contador de partículas cósmicas;
8 - compartimento orbital;
9 - enfriador de radiador;
10 - antena direccional baja;
11 - antena altamente direccional;
12 - unidad de automatización del sistema neumático;
13 - cilindro de nitrógeno comprimido

La posterior misión Venera-8 resultó ser aún más exitosa: fue posible obtener las primeras muestras del suelo superficial. Gracias al espectrómetro gamma instalado en el barco, fue posible determinar el contenido de elementos radiactivos en las rocas, como potasio, uranio y torio. Resultó que el suelo de Venus se parece a las rocas terrestres en su composición.

Las primeras fotografías en blanco y negro de la superficie fueron tomadas por las sondas Venera-9 y Venera-10, que fueron lanzadas casi una tras otra y aterrizaron suavemente en la superficie del planeta el 22 y 25 de octubre de 1975, respectivamente. .

Después de eso, se obtuvieron los primeros datos de radar de la superficie de Venus. Las imágenes fueron tomadas en 1978, cuando la primera nave espacial estadounidense Pioneer Venus entró en órbita alrededor del planeta. Los mapas creados a partir de las imágenes mostraron que la superficie consistía principalmente en llanuras formadas por poderosos flujos de lava, así como dos regiones montañosas, llamadas Ishtar Terra y Aphrodite. Los datos fueron posteriormente confirmados por las misiones Venera 15 y Venera 16, que cartografiaron el hemisferio norte del planeta.

Las primeras imágenes en color de la superficie de Venus e incluso una grabación de sonido se obtuvieron utilizando el módulo de descenso Venera-13. La cámara del módulo tomó 14 fotografías a color y 8 en blanco y negro de la superficie. Además, por primera vez, se utilizó un espectrómetro de fluorescencia de rayos X para analizar muestras de suelo, gracias a lo cual fue posible identificar la roca prioritaria en el lugar de aterrizaje: el basalto alcalino de leucita. La temperatura media de la superficie durante el funcionamiento del módulo fue de 466,85 °C y la presión de 95,6 bar.

El módulo de la nave espacial Venera-14 se lanzó después de que pudo transmitir las primeras imágenes panorámicas de la superficie del planeta:

A pesar de que obtuvo con programa espacial Las imágenes fotográficas de "Venus" de la superficie del planeta siguen siendo las únicas y únicas, representan el material científico más valioso, estas fotografías no podrían dar una idea a gran escala del relieve del planeta. Tras analizar los resultados obtenidos, las potencias espaciales se centraron en la investigación por radar de Venus.

En 1990, comenzó su trabajo en la órbita de Venus. astronave llamado Magallanes. Se las arregló para tomar mejores imágenes de radar, que resultaron ser mucho más detalladas e informativas. Así, por ejemplo, resultó que de los 1000 cráteres de impacto que descubrió Magallanes, ninguno superaba los dos kilómetros de diámetro. Esto llevó a los científicos a creer que cualquier meteorito de menos de dos kilómetros de diámetro simplemente se quemaba al atravesar la densa atmósfera de Venus.

Debido a las espesas nubes que rodean a Venus, los detalles de su superficie no se pueden ver con medios fotográficos simples. Afortunadamente, los científicos pudieron usar el método de radar para obtener la información necesaria.

Aunque tanto las herramientas fotográficas como el radar funcionan recolectando la radiación que se refleja de un objeto, tienen una gran diferencia y radica en que reflejan formas de radiación. La foto captura la radiación de luz visible, mientras que el mapeo de radar refleja la radiación de microondas. La ventaja de usar radar en el caso de Venus resultó ser clara, ya que la radiación de microondas puede atravesar las espesas nubes del planeta, mientras que la luz necesaria para la fotografía no puede hacerlo.

Por lo tanto, estudios adicionales del tamaño de los cráteres han ayudado a arrojar luz sobre los factores que hablan de la edad de la superficie del planeta. Resultó que los cráteres de impacto pequeños están prácticamente ausentes en la superficie del planeta, pero tampoco hay cráteres de gran diámetro. Esto llevó a los científicos a creer que la superficie se formó después de un período de intenso bombardeo, hace entre 3.800 y 4.500 millones de años, cuando se formó una gran cantidad de cráteres de impacto en los planetas interiores. Esto indica que la superficie de Venus tiene una edad geológica relativamente joven.

El estudio de la actividad volcánica del planeta reveló aún más rasgos de personaje superficies.

La primera característica son las enormes llanuras descritas anteriormente, creadas por flujos de lava en el pasado. Estas llanuras cubren alrededor del 80% de toda la superficie de Venus. Segundo característica distintiva son formaciones volcánicas que son muy numerosas y variadas. Además de los volcanes en escudo que existen en la Tierra (por ejemplo, Mauna Loa), se han descubierto muchos volcanes planos en Venus. Estos volcanes se diferencian de los volcanes de la Tierra en que tienen una forma distintiva en forma de disco plano debido al hecho de que toda la lava contenida en el volcán entró en erupción a la vez. Después de tal erupción, la lava sale en una sola corriente, extendiéndose en forma circular.

Geología de Venus

Al igual que con otros planetas terrestres, Venus se compone esencialmente de tres capas: corteza, manto y núcleo. Sin embargo, hay algo que es muy intrigante: las entrañas de Venus (a diferencia de o) son muy similares a las entrañas de la Tierra. Debido al hecho de que aún no es posible comparar la verdadera composición de los dos planetas, tales conclusiones se basaron en sus características. Por el momento, se cree que la corteza de Venus tiene un espesor de 50 kilómetros, el espesor del manto es de 3.000 kilómetros y el núcleo tiene un diámetro de 6.000 kilómetros.

Además, los científicos aún no tienen respuesta a la pregunta de si el núcleo del planeta es líquido o está sólido. Todo lo que queda es, en vista de la similitud de los dos planetas, suponer que es tan líquido como el de la Tierra.

Sin embargo, algunos estudios indican que el núcleo de Venus es sólido. Para probar esta teoría, los investigadores citan el hecho de que el planeta carece de un campo magnético. En pocas palabras, los campos magnéticos planetarios son el resultado de la transferencia de calor desde el interior del planeta a su superficie, y el núcleo líquido es un componente necesario de esta transferencia. La fuerza insuficiente de los campos magnéticos, según este concepto, indica que la existencia de un núcleo líquido en Venus es simplemente imposible.

Órbita y rotación de Venus

El aspecto más notable de la órbita de Venus es su uniformidad en la distancia al Sol. La excentricidad de la órbita es solo .00678, es decir, la órbita de Venus es la más circular de todos los planetas. Además, una excentricidad tan pequeña indica que la diferencia entre el perihelio de Venus (1,09 x 10 8 km.) y su afelio (1,09 x 10 8 km.) es solo de 1,46 x 10 6 kilómetros.

La información sobre la rotación de Venus, así como los datos sobre su superficie, siguió siendo un misterio hasta la segunda mitad del siglo XX, cuando se obtuvieron los primeros datos de radar. Resultó que la rotación del planeta alrededor de su eje es en sentido contrario a las agujas del reloj cuando se ve desde el plano "superior" de la órbita, pero de hecho, la rotación de Venus es retrógrada o en el sentido de las agujas del reloj. Actualmente se desconoce la razón de esto, pero hay dos teorías populares para explicar este fenómeno. El primero apunta a la resonancia de la órbita de espín 3:2 de Venus con la Tierra. Los defensores de la teoría creen que durante miles de millones de años, la fuerza de gravedad de la Tierra cambió la rotación de Venus a su estado actual.

Los defensores de otro concepto dudan de que la fuerza gravitacional de la Tierra fuera lo suficientemente fuerte como para cambiar la rotación de Venus de una manera tan fundamental. En cambio, se refieren al período temprano del sistema solar, cuando tuvo lugar la formación de los planetas. Según este punto de vista, la rotación original de Venus era similar a la rotación de otros planetas, pero se cambió a la orientación actual cuando el joven planeta chocó con un gran planetesimal. El impacto fue tan poderoso que puso el planeta patas arriba.

El segundo descubrimiento inesperado relacionado con la rotación de Venus es su velocidad.

Para dar una vuelta completa alrededor de su eje, el planeta tarda unos 243 días terrestres, es decir, un día en Venus es más largo que en cualquier otro planeta y un día en Venus es comparable a un año en la Tierra. Pero aún más científicos se sorprendieron por el hecho de que un año en Venus es casi 19 días terrestres menos que un día de Venus. Nuevamente, ningún otro planeta en el sistema solar tiene tales propiedades. Los científicos asocian esta característica solo con la rotación inversa del planeta, cuyas características de estudio se describieron anteriormente.

• Venus es el tercero más brillante. objeto natural en el cielo de la Tierra después de la Luna y el Sol. El planeta tiene una magnitud visual de -3,8 a -4,6, lo que lo hace visible incluso en un día despejado.
  Venus a veces se llama la "estrella de la mañana" y la "estrella de la tarde". Esto se debe al hecho de que los representantes de las civilizaciones antiguas tomaron este planeta por dos estrellas diferentes, según la hora del día.
  Un día en Venus es más largo que un año. Debido a la lenta rotación alrededor de su eje, un día dura 243 días terrestres. Una revolución en la órbita del planeta toma 225 días terrestres.
  Venus lleva el nombre de la diosa romana del amor y la belleza. Se cree que los antiguos romanos la llamaron así por el alto brillo del planeta, que a su vez podría provenir de la época de Babilonia, cuyos habitantes llamaban a Venus “la brillante reina del cielo”.
  Venus no tiene lunas ni anillos.
  Hace miles de millones de años, el clima de Venus podría haber sido similar al de la Tierra. Los científicos creen que Venus alguna vez tuvo mucha agua y océanos, pero debido a altas temperaturas y el efecto invernadero, el agua se ha evaporado y la superficie del planeta está actualmente demasiado caliente y hostil para albergar vida.
  Venus gira en dirección opuesta a los otros planetas. La mayoría de los otros planetas giran en sentido contrario a las agujas del reloj alrededor de su eje, pero Venus, al igual que Venus, gira en el sentido de las agujas del reloj. Esto se conoce como rotación retrógrada y puede haber sido causado por una colisión con un asteroide u otro objeto espacial, que cambió la dirección de su rotación.
  Venus es el planeta más caliente del sistema solar con una temperatura superficial promedio de 462°C. Además, Venus no tiene inclinación axial, lo que significa que no hay estaciones en el planeta. La atmósfera es muy densa y contiene un 96,5 % de dióxido de carbono, que atrapa el calor y provoca el efecto invernadero que vaporizó las fuentes de agua hace miles de millones de años.
  La temperatura en Venus prácticamente no cambia con el cambio de día y noche. Esto se debe al movimiento demasiado lento del viento solar sobre toda la superficie del planeta.
  La edad de la superficie de Venus es de unos 300-400 millones de años. (La superficie de la Tierra tiene unos 100 millones de años).
  La presión atmosférica de Venus es 92 veces más fuerte que en la Tierra. Esto significa que cualquier pequeño asteroide que entre en la atmósfera de Venus será aplastado por la enorme presión. Esto explica la falta de pequeños cráteres en la superficie del planeta. Esta presión es equivalente a la presión a una profundidad de unos 1000 km. en los océanos de la tierra.

Venus tiene un campo magnético muy débil. Esto sorprendió a los científicos, que esperaban que Venus tuviera un campo magnético similar en fuerza al de la Tierra. Uno de Posibles Causas esto es que Venus tiene un núcleo interno sólido o que no se enfría.
Venus es el único planeta del sistema solar que lleva el nombre de una mujer.
Venus es el planeta más cercano a la Tierra. La distancia de nuestro planeta a Venus es de 41 millones de kilómetros.

foto de venus

Las primeras y únicas imágenes fotográficas hasta la fecha de la superficie de Venus fueron obtenidas por naves espaciales del programa espacial soviético "Venus". Pero también hay fotos del planeta tomadas por la sonda Akatsuki.

más

Venus- el segundo planeta del sistema solar: masa, tamaño, distancia del Sol y de los planetas, órbita, composición, temperatura, Datos interesantes, historia de la investigación.

Venus es el segundo planeta desde el Sol. y el planeta más caliente del sistema solar. Para los pueblos antiguos, Venus era un compañero constante. Es una estrella vespertina y el vecino más brillante, que se ha observado durante miles de años después del reconocimiento de la naturaleza planetaria. Por eso aparece en la mitología y se hizo notar en muchas culturas y pueblos. Con cada siglo, el interés ha crecido y estas observaciones han ayudado a comprender la estructura de nuestro sistema. Antes de continuar con la descripción y caracterización, averigüe datos interesantes sobre Venus.

Datos interesantes sobre el planeta Venus

Un día dura más que un año

• El eje de rotación (día sideral) dura 243 días y la trayectoria orbital cubre 225 días. Un día soleado dura 117 días.

Gira en sentido contrario

• Venus está retrógrado, lo que significa que gira en la dirección opuesta. Quizás en el pasado hubo una colisión con gran asteroide. También carece de satélites.

Segundo más brillante en el cielo

• Para un observador terrestre, solo la Luna es más brillante que Venus. Con una magnitud de -3,8 a -4,6, el planeta es tan brillante que ocasionalmente aparece a la mitad del día.

La presión atmosférica es 92 veces la de la tierra

• Aunque son de tamaño similar, la superficie de Venus no tiene tantos cráteres como la espesa atmósfera que destruye a los asteroides entrantes. La presión sobre su superficie es comparable a la que se siente a grandes profundidades.

Venus es una hermana terrenal

• La diferencia en sus diámetros es de 638 km, y la masa de Venus alcanza el 81,5% de la de la Tierra. También convergen en estructura.

Llamada la estrella de la mañana y de la tarde

• Los antiguos creían que tenían dos objetos diferentes frente a ellos: Lucifer y Vesper (entre los romanos). El hecho es que su órbita adelanta a la de la tierra y el planeta aparece de noche o de día. Fue descrito en detalle por los mayas en el año 650 a.C.

planeta más caliente

• El indicador de temperatura del planeta sube a 462°C. Venus no está dotado de una notable inclinación axial, por lo que carece de estacionalidad. La densa capa atmosférica está representada por dióxido de carbono(96,5%) y retiene el calor creando un efecto invernadero.

El estudio finalizó en 2015

• En 2006, el aparato Venus Express fue enviado al planeta, que entró en su órbita. Inicialmente, la misión cubrió 500 días, pero luego se extendió hasta 2015. Logró encontrar más de mil volcanes y centros volcánicos con una longitud de 20 km.

La primera misión perteneció a la URSS.

• En 1961, la sonda soviética Venera-1 partió hacia Venus, pero el contacto se cortó rápidamente. Lo mismo le sucedió al American Mariner 1. En 1966, la URSS logró bajar el primer aparato (Venus-3). Esto ayudó a ver la superficie oculta detrás de una densa neblina ácida. Fue posible avanzar en la investigación con el advenimiento del mapeo radiográfico en la década de 1960. Se cree que en el pasado el planeta tuvo océanos que se evaporaron debido al aumento de las temperaturas.

Tamaño, masa y órbita del planeta Venus

Hay muchas similitudes entre Venus y la Tierra, por lo que el vecino a menudo se llama la hermana de la Tierra. En masa: 4,8866 x 10 24 kg (81,5 % de la tierra), superficie: 4,60 x 10 8 km 2 (90 %) y volumen: 9,28 x 10 11 km 3 (86,6 %).

La distancia del Sol a Venus alcanza las 0,72 UA. e. (108.000.000 km), y el mundo está prácticamente desprovisto de excentricidad. Su afelio alcanza los 108.939.000 km y su perihelio alcanza los 107.477.000 km. Entonces podemos asumir que este es el camino orbital más circular entre todos los planetas. La foto inferior demostró con éxito una comparación de los tamaños de Venus y la Tierra.

Cuando Venus se encuentra entre nosotros y el Sol, se acerca más a la Tierra de todos los planetas: 41 millones de km. Esto sucede una vez cada 584 días. Pasa 224,65 días en la trayectoria orbital (61,5% de la Tierra).

Ecuatorial	6051.5 kilometros
Radio medio	6051.8 kilometros
Área de superficie	4,60 10 8 km²
Volumen	9,38 10 11 km³
Peso	4,86 10 24 kg
Densidad media	5,24 g/cm³
libre de aceleración caer en el ecuador	8,87 m/s² 0.904g
primera velocidad cósmica	7,328 km/s
Segunda velocidad espacial	10,363 km/s
velocidad ecuatorial rotación	6,52 km/h
Período de rotación	243,02 días
Inclinación del eje	177.36°
ascensión recta Polo Norte	18 h 11 min 2 s 272.76°
declinación norte	67,16°
Albedo	0,65
estelar aparente magnitud	−4,7
diámetro angular	9.7"–66.0"

Venus no es un planeta estándar y se destaca para muchos. Si casi todos los planetas en orden en el sistema solar giran en sentido contrario a las agujas del reloj, entonces Venus lo hace en el sentido de las agujas del reloj. Además, el proceso es lento y uno de sus días cubre 243 tierras. Resulta que el día sideral es más largo que el año planetario.

La composición y la superficie del planeta Venus.

Ellos creen que estructura interna se asemeja a la tierra con un núcleo, manto y corteza. El núcleo debe estar al menos parcialmente en estado líquido, porque ambos planetas se enfriaron casi simultáneamente.

Pero la tectónica de placas dice mucho. La corteza de Venus es demasiado fuerte, lo que provocó una disminución en la pérdida de calor. Quizás esta fue la razón de la ausencia de un campo magnético interno. Estudia la estructura de Venus en la figura.

La creación de la superficie estuvo influenciada por la actividad volcánica. Hay aproximadamente 167 grandes volcanes en el planeta (más que en la Tierra), cuya altura supera los 100 km. Su presencia se basa en la ausencia de movimiento tectónico, por lo que estamos ante la corteza antigua. Su edad se estima en 300-600 millones de años.

Se cree que los volcanes aún pueden arrojar lava. Las misiones soviéticas, así como las observaciones de la ESA, confirmaron la presencia de tormentas eléctricas en la capa atmosférica. No hay precipitaciones habituales en Venus, por lo que un volcán puede crear relámpagos.

Además, se observó un aumento / disminución periódico en la cantidad de dióxido de azufre, lo que habla a favor de las erupciones. La vista IR captura la apariencia de puntos calientes que insinúan lava. Se puede ver que la superficie conserva idealmente cráteres, de los cuales hay aproximadamente 1000. Pueden alcanzar de 3 a 280 km de diámetro.

No encontrarás cráteres más pequeños, porque los asteroides pequeños simplemente se queman en atmósfera densa. Para alcanzar la superficie es necesario superar los 50 metros de diámetro.

Atmósfera y temperatura del planeta Venus

Anteriormente, ver la superficie de Venus era extremadamente difícil porque la vista estaba bloqueada por una neblina atmosférica increíblemente densa, representada por dióxido de carbono con pequeñas impurezas de nitrógeno. La presión es de 92 bar y la masa atmosférica supera la de la tierra en 93 veces.

No olvidemos que Venus es el más caliente entre planetas solares. El promedio es de 462°C, que se mantiene constantemente día y noche. Se trata de la presencia de una enorme cantidad de CO 2 , que forma un poderoso efecto invernadero con nubes de dióxido de azufre.

La superficie es isotérmica (no afecta en absoluto a la distribución ni a los cambios de temperatura). La inclinación mínima del eje es de 3°, lo que también evita la aparición de estaciones. Los cambios de temperatura se observan sólo con la altura.

Vale la pena señalar que la temperatura en el punto más alto del Monte Maxwell alcanza los 380 ° C y la presión atmosférica: 45 bar.

Si te encuentras en el planeta, inmediatamente encontrarás poderosas corrientes de viento, cuya aceleración alcanza los 85 km/s. Dan la vuelta a todo el planeta en 4-5 días. Además, las nubes densas pueden formar rayos.

Atmósfera de Venus

El astrónomo Dmitry Titov sobre el régimen de temperatura en el planeta, las nubes de ácido sulfúrico y el efecto invernadero:

Historia del estudio del planeta Venus

Las personas en la antigüedad sabían de su existencia, pero creían erróneamente que había dos objetos diferentes frente a ellos: las estrellas de la mañana y de la tarde. Vale la pena señalar que oficialmente comenzaron a percibir a Venus como un solo objeto en el siglo VI a. e., pero ya en 1581 a. mi. había una tablilla babilónica, que explicaba claramente la verdadera naturaleza del planeta.

Para muchos, Venus se ha convertido en la personificación de la diosa del amor. Los griegos nombraron a Afrodita, y para los romanos, la aparición matutina se convirtió en Lucifer.

En 1032, Avicena observó por primera vez el paso de Venus frente al Sol y se dio cuenta de que el planeta se encuentra hacia la Tierra. más cerca del sol. En el siglo XII, Ibn Bajai encontró dos puntos negros, que luego se explicaron por los tránsitos de Venus y Mercurio.

En 1639 Jeremiah Horrocks supervisó el tránsito. Galileo Galilei a principios del siglo XVII usó su instrumento y anotó las fases del planeta. Esta fue una observación extremadamente importante, que indicó que Venus giraba alrededor del Sol, lo que significa que Copérnico tenía razón.

En 1761, Mikhail Lomonosov descubrió la atmósfera en el planeta, y en 1790 fue notada por Johann Schroeter.

La primera observación seria la hizo Chester Lyman en 1866. Alrededor del lado oscuro del planeta, se observó un anillo completo de luz, que una vez más insinuaba la presencia de una atmósfera. La primera encuesta UV se llevó a cabo en la década de 1920.

Las observaciones espectroscópicas hablaron sobre las características de la rotación. Vesto Slifer trató de determinar el cambio Doppler. Pero cuando falló, comenzó a sospechar que el planeta giraba demasiado lento. Además, en la década de 1950 se dio cuenta de que estamos tratando con una rotación retrógrada.

El radar se utilizó en la década de 1960. y recibió rotaciones cercanas a los indicadores modernos. Detalles como el Monte Maxwell se podría hablar gracias al Observatorio de Arecibo.

Exploración del planeta Venus

Para el estudio de Venus, los científicos de la URSS comenzaron activamente, quienes en la década de 1960. envió varios naves espaciales. La primera misión terminó sin éxito, ya que ni siquiera llegó al planeta.

Lo mismo sucedió con el primer intento estadounidense. Pero el Mariner 2, enviado en 1962, logró pasar a una distancia de 34.833 km de la superficie del planeta. Las observaciones confirmaron la presencia de calor intenso, que inmediatamente acabó con toda esperanza de existencia de vida.

El primer aparato en la superficie fue el soviético Venera-3, que aterrizó en 1966. Pero la información nunca se obtuvo, porque la conexión se interrumpió de inmediato. En 1967, Venera-4 se apresuró. A medida que descendía, el mecanismo determinaba la temperatura y la presión. Pero las baterías se agotaron rápidamente y se perdió la comunicación mientras aún estaba descendiendo.

Mariner 10 voló a una altitud de 4000 km en 1967. Recibió información sobre la presión, la densidad atmosférica y la composición del planeta.

En 1969 llegaron también los Venera 5 y 6, que conseguían transmitir datos en 50 minutos de descenso. Pero los científicos soviéticos no se dieron por vencidos. Venera-7 se estrelló en la superficie, pero logró transmitir información durante 23 minutos.

De 1972 a 1975 La URSS lanzó tres sondas más, que lograron obtener las primeras imágenes de la superficie.

Mariner 10 tomó más de 4000 imágenes en su camino a Mercurio. A finales de los 70. La NASA preparó dos sondas (Pioneers), una de las cuales era para estudiar la atmósfera y crear un mapa de superficie, y la segunda para ingresar a la atmósfera.

En 1985, se lanzó el programa Vega, donde se suponía que los dispositivos explorarían el cometa Halley e irían a Venus. Dejaron caer las sondas, pero la atmósfera resultó ser más turbulenta y los mecanismos fueron arrastrados por fuertes vientos.

En 1989, Magellan fue a Venus con su radar. Pasó 4,5 años en órbita y mostró el 98% de la superficie y el 95% del campo gravitatorio. Al final, fue enviado a su muerte en la atmósfera para obtener datos de densidad.

Galileo y Cassini observaron a Venus fugazmente. Y en 2007 enviaron MESSENGER, que pudo hacer algunas mediciones camino a Mercurio. La atmósfera y las nubes también fueron monitoreadas por la sonda Venus Express en 2006. La misión finalizó en 2014.

La agencia japonesa JAXA envió la sonda Akatsuki en 2010, pero no logró alcanzar la órbita.

En 2013, la NASA envió un telescopio espacial suborbital experimental que estudió la luz ultravioleta de la atmósfera del planeta para investigar con precisión la historia acuosa de Venus.

También en 2018, la ESA puede lanzar el proyecto BepiColombo. También hay rumores sobre el proyecto Venus In-Situ Explorer, que podría comenzar en 2022. Su finalidad es estudiar las características del regolito. Rusia también puede enviar la nave espacial Venera-D en 2024, que planean bajar a la superficie.

Debido a la proximidad con nosotros, así como a la similitud en ciertos parámetros, había quienes esperaban descubrir vida en Venus. Ahora sabemos de su infernal hospitalidad. Pero existe la opinión de que una vez tuvo agua y una atmósfera favorable. Además, el planeta está dentro de la zona habitable y tiene una capa de ozono. Por supuesto, el efecto invernadero provocó la desaparición del agua hace miles de millones de años.

Sin embargo, esto no significa que no podamos contar con colonias humanas. Las condiciones más idóneas se sitúan a una altitud de 50 km. Estas serán ciudades aéreas basadas en aeronaves duraderas. Por supuesto, todo esto es difícil de hacer, pero estos proyectos demuestran que todavía estamos interesados ​​​​en este vecino. Mientras tanto, nos vemos obligados a observarlo a distancia y soñar con futuros asentamientos. Ahora ya sabes qué planeta es Venus. Asegúrese de seguir los enlaces para conocer más datos interesantes y ver el mapa de superficie de Venus.

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