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Venus

El avance en la ciencia se produce poniendo ladrillo sobre ladrillo, no por la súbita erección de palacios de fábula. - J. S. Huxley



 

Tabla de Contenido

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Venus, la joya del cielo, fue conocida antaño por los astrónomos por el nombre de estrella de la mañana y estrella de la tarde. Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados. Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la belleza, está oculto por una gruesa cubierta turbulenta de nubes.

Los astrónomos se refieren a venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene oceános y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Sus nubes estan compuestas por gotas de ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces mayor que la presión en la Tierra a nivel del mar.

Venus es abrasador con una temperatura en la superficie de unos 482° C (900° F). Esta alta temperatura es debida básicamente a un aplastante efecto invernadero causado por la pesada atmósfera y el dióxido de carbono. La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la supercicie del planeta. El calor es radiado de nuevo hacia el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio.

Un día Venusiamo tiene 243 días terrestres y es más largo que su año de 225 días. De una forma extraña, Venus rota del este hacia el oeste. Para un observador en Venus, el Sol se levantaría por el oeste para ponerse por el este

Hasta hace muy poco, la densa cubierta nubosa de Venus había impedido a los investigadores descubrir la naturaleza geológica de su superficie. Los últimos desarrollos en los telescopios por radar y los sistemas de formación de imágenes por radar que orbitan el planeta han hecho posible observar a través de las nubes la superficie. Cuatro de las misiones más exitosas en el descubrimiento de la superficie Venusiana han sido la misión Pioneer de la NASA (1978), las missiones Venera 15 y 16 (1983-1984) de la Unión Soviética y la Misión Magallanes de la NASA (1990-1994) para la creación por radar de un mapa de la superficie de Venus. A medida que estas naves espaciales han empezado a levantar el mapa del planeta ha surgido una nueva imagen de Venus.

La superficie de Venus es relativamente joven, geológicamente hablando. Parece haber sido reconstruida completamente hace unos 300-500 millones de años. Los investigadores debaten ahora cómo y por qué ocurrió esto. La topografía Venusiana está compuesta por vastas llanuras cubiertas por ríos de lava y montañas o mesetas deformadas por la actividad geológica. El Monte Maxwell en la Tierra de Ishtar es el punto más alto de Venus. Las mesetas de la Tierra de Afrodita se extienden a lo largo de casi la mitad del ecuador. Las imágenes de la sonda Magallanes de las mesetas tomadas desde una altura de 2.5 kilómetros (1.5 millas) son inusualmente brillantes, lo que es propio de suelos húmedos. Sin embargo, el agua líquida no existe en la superficie y por lo tanto no puede ser la causa del brillo de las mesetas. Una teoría sugiere que este material brillante podría estar constituido por compuestos metálicos. Diversos estudios muestran que el material podría ser pirita de hierro (también conocida por el nombre de "oro de los tontos"). Es inestable en las tierras bajas pero sería estable en las mesetas. El material podría ser también algún tipo de material exótico que produciría los mismos resultados pero en concentraciones menores.

Venus está surcado por numerosos cráteres de impacto distribuidos aleatoriamente sobre su superficie. Los cráteres con menos de 2 kilómetros (1.2 millas) no existen apenas debido a la pesada atmósfera de Venus. La excepción se produce cuando los meteoritos grandes se fracturan justo antes del impacto, dando lugar a las agrupaciones de cráteres. Los volcanes y los fenómenos volcánicos son tdavía más numerosos. Al menos el 85% de la superficie de Venus esta cubierta por roca volcánica. Grandes ríos de lava, que se prolongan durante cientos de kilómetros, han cubierto las tierras bajas creando vastas llanuras. Más de 100,000 pequeños escudos volcánicos puntean la superficie junto con cientos de grandes volcanes. Los ríos procedentes de los volcanes han producido largos canales sinuosos que se prolongan por cientos de kilómetros, destacando uno con casi 7,000 kilómetros (4,300 millas) de longitud.

Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas calderas con más de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro. Las calderas terrestres suelen tener normalmente sólo unos pocos kilómetros de diámetro. Algunos fenómenos únicos en Venus incluyen las coronas y los aracnoides. Las coronas son grandes fenómenos circulares u ovales, rodeados por acantilados y con cientos de kilómetros de envergadura. Se piensa que son el reflejo en superficie de los afloramientos del manto. Los aracnoides son fenómenos alargados similares a las coronas. Podrían haber sido causados por la roca fundida que se filtra a través de las fracturas y da lugar a sistemas radiales de fracturas y diques.

Venus en Números
 Masa (kg) 4.869e+24 
 Masa (Tierra = 1) 0.81476 
 Radio ecutorial (km) 6,051.8 
 Radio ecutorial (Tierra = 1) 0.9488 
 Densidad media (gm/cm^3) 5.25 
 Distancia media desde el Sol (km) 108,200,000 
 Distancia media desde el Sol (Tierra = 1) 0.7233 
 Período rotacional (días) -243.0187 
 Período orbital (días) 224.701 
 Velocidad orbital media (km/seg) 35.02 
 Excentricidad orbital 0.0068 
 Inclinación del eje (grados) 177.36 
 Inclinación orbital (grados) 3.394 
 Gravedad superficial en el ecuador (m/seg^2) 8.87 
 Velocidad de escape en el ecuador (km/seg) 10.36 
 Alabedo geométrico visual 0.65 
 Magnitud (Vo) -4.4 
 Temperatura superficial media 482°C 
 Presión Atmosférica (bares) 92 
 Composición atmosférica
Dióxido de carbono
Nitrógeno
    Trazas de: dióxido de azufre, vapor de agua, monóxido de carbono, argón, helio, neón, cloruro de hidrógeno, y fluoruro de hidrógeno.

96% 
3+% 

Animaciones de Venus

Vistas de Venus

Imagen de Venus desde el Mariner 10
Esta bonita vista de Venus es un mosaico de tres imágenes tomadas por la nave espacial Mariner 10 el 5 de Febrero de 1974. Muestra la gruesa cubierta de nubes que impide la observación óptica de la superficie de Venus. Solo a través de los sistemas de radar se revela la superfice. (© Calvin J. Hamilton)

Imagen de Venus desde Galileo
El 10 de Febrero de 1990, la nave espacial Galileo tomó esta imagen de Venus. Sólo se observa la gruesa cubierta de nubes. (© Calvin J. Hamilton)

Imagen de Venus desde el Hubble
Esta es una imagen bajo luz ultravioleta del planeta Venus tomada desde el Telescopio Espacial Hubble, el 24 de Enero de 1995. Venus se encontraba a una distancia de 113.6 millones de kilómetros de la Tierra. Con longitudes de onda próximas a la luz ultravioleta se aprecian los patrones de nubes. En particular, se puede observar una formación nubosa cerca del ecuador que se parece a una "Y" horizontal Las regiones polares son brillantes, lo que indica la posible presencia de una bruma de pequeñas partículas superpuestas a las nubes principales. Las regiones oscuras señalan la presencia de dióxidos de azufre cercanos a las cimas de las nubes. Gracias a las misiones previas, los astrónomos saben que tales formaciones se desplazan de este a oeste a lo largo de los vientos dominantes de Venus, para hacer un circuito completo alrededor del planeta en cuatro días. (Créditos: L. Esposito, Universidad de Colorado, Boulder, y NASA)

Venus
Esta es una vista global de la superficie de Venus centrada en los 180° de latitud este. Se ha empleado un color simulado para resaltar las estructuras de pequeña escala. (Cortesía NASA/JPL)

Cinco Vistas Globales
En estas cinco imágenes se muestra la tolidad de la superficie de Venus. La imagen central (A) esta centrada en el polo norte de Venus. Las otras cuatro imágenes están centradas en puntos del ecuadro a (B) 0° de longitud, (C) 90° longitud este, (D) 180 ° y (E) 270° de longitud este. La región brillante cerca del centro de la vista polar es el Monte Maxwell, la montaña más alta de Venus. La región Ovda esta en el centro de la vista (C). La región Atla se puede observar de manera prominente en la vista (D). (Cortesía NASA/JPL)

Vistas Hemisféricas de Venus
Esta es una vista hemisférica de Venus, tal como se ha obtenido tras una década de investigaciones con el radar, que han culminado con la misión Magallanes (1990-1994). Está centrada en los 0° de longitud este. La resolución efectiva de este imagen es de aproximadamente 3 kilómetros. Ha sido procesada para mejorar el contraste y resaltar los pequeños detalles, se han empleado códigos de color para indicar la elevación. (Cortesía NASA/USGS)

Vistas Hemisféricas Adicionales de Venus

Mapa Venusiano
Esta imagen es una proyeccción Mercator de la topografía Venusiana. Muchas de las diferentes regiones han sido etiquetadas. El mapa se extiende de los -66.5° hasta los 66.5° en latitud, y empieza en los 240° de longitud. (© Calvin J. Hamilton)

Mapa Topográfico de Venus
Esta es otra proyección Mercator de la topografía venusiana. El mapa se extiende desde los -66.5 hasta los 66.5 grados en latitud y comienza en los 240 grados de longitud. (Cortesía A.Tayfun Oner)

Topografía Venusiana
Esta imagen es una proyección Mercator de la topografía venusiana. Las regiones de las mesetas como la Tierra de Ishtar, la Tierra de Afrodita, la Región Alfa y la Región Beta se presentan en color amarillo y naranja. Las regiones situadas en las zonas bajas se presentan en color azul. (Cortesía NASA/JPL)

Mapa Cilíndrico de Venus
En este sencilo mapa cilíndrico se muestra la superficie del planeta Venus. Los bordes derecho e izquierdo de la imagen corresponden a 240° de longitud este. Los bordes superior y inferior están a 90° de latitud norte y 90° de latitud sur respectivamente. La región brillante situada arriba, a la izquierda del centro es el Monte Maxwell, la montaña más alta de Venus. La Tierra de Afrodita, una extensa región de la meseta, se extiende a lo largo del ecuador hacia la derecha del centro. Las marcas oscuras esparcidas por toda la imagen son halos que rodean algunos de los cráteres de impacto recientes. Este conjunto global de datos revela un conjunto de cráteres consistente con la edad media de la superficie de Venus de 300-500 millones de años. (Cortesía NASA/JPL)

El Monte Gula y el Cráter Cunitz
Una porción de la Región Eistla Occidental se puede observar en este perspectiva tridimensional de la superficie de Venus. El punto de vista está localizado a 1,310 kilómetros (812 millas) al suroeste del Monte Gula a una elevación de 0.78 kilómetros (0.48 millas). La vista está dirigida hacia el noreste con el Monte Gula apareciendo en el horizonte. El Monte Gula es un volcan de 3 kilómetros (1.86 millas) de altitud, está situado a 22° de latitud norte, 359° de longitud este. El cráter de impacto Cunitz, que recibe su nombre de la matemática y astrónoma María Cunitz, es visible en el centro de la imagen. El cráter tiene un diámetro de 48.5 kilómetros (30 millas) y está a unos 215 kilómetros (133 millas) de la posición del observador. (Cortesía NASA/JPL)

La Región Eistla - El Rift
En esta perspectiva tridimensional de la superficies de Venus se presenta una proción de la Región Eistla Occidental. El punto de vista está situado a 725 kilómetros (450 millas) al sureste del Monta Gula. El rift, mostrado en primer plano, se extiende hasta la base del Monta Gula, un volcán de 3 kilómetros (1.86 millas) de altura. Esta vista está dirigida hacia el noroeste con el Monta Gula apereciendo a la derecha sobre el horizonte. EL monte Sif, un volcán con un diámetro de 300 kilómetros (180 millas) y una altura de 2 kilómetros (1.2 millas) aparece en segundo plano a la izquierda del Monte Gula. (Cortesía NASA/JPL)

La Región Eistla
En esta perspectiva tridimensional de la superficie de Venus se presenta una porción de la Región Eistla Occidental. El punto de vista está situado a 1,100 kilómetros (682 millas) al noreste del Monta Gula a una elevación de 7.5 kilómetros (4.6 millas). Los ríos de lava se extienden durante cientos de kilómetros a lo largo de las fracturadas llanuras que se observan en primer plano hasta la base del Monta Gula. Esta vista está dirigda hacia el suroeste con el Monte Gula hacia la izquierda justa debajo del horizonate. El Monte Sif aparece a la derecha del Monte Gula. La distancia desde el Monte Sif al Monta Gula es de unos 730 kilómetros (453 millas). (Cortesía NASA/JPL)

Lakshmi Planum
En esta perspectiva tridimensional se muestran la zona occidental de la Tierra de Ishtar, en concreto la cubeta y la zona escarpada meridional. La Tierra de Ishtar Occidental es aproximadamente del tamaño de Australia y es un objetivo fundamental de las investigaciones de la sonda Magallanes Las tierras altas están centradas en una meseta cuya altura varía entre los 2.5 km (1.5 millas) a los 4 km (2.5 millas) de altura denominada Llano de Lakshmi y que puede ser vista en la distancia hacia la derecha. Aquí la superficie de la meseta se precipita en la tierras bajas circundantes, con pendientes que superan el 5% sobre 50 km (30 millas). (Cortesía NASA/JPL)

Región Alpha
Estas imágenes muestran la Región Alpha. El terreno brillante con marcas lineales es una serie de valles, cordilleras y fallas que están orientadas en muchas direcciones. La longitud de estos fenómenos varía generalmente entre los 10 kilómetros (6.3 millas) hasta los 50 kilómetros (31.3 millas). La elevación topográfica dentro de la región Alpha oscila en un rango de 4 kilómetros (2.5 millas). Los mínimos locales topográficos, cuyos contornos están controlados generalmente por estructuras dentro de la región central, son relativamente oscuros al radar y están llenos de lava volcánica. Las fuentes de este volcanismo aparece como puntos brillantes dentro de las unidades planas. (Cortesía NASA/JPL)

Aracnoides
Los aracnoides son uno de los fenómenos más destacables que se encuentran sobre Venus. Se observan en estas llanuras oscuras al radar que se recogen en estos mosaicos de imágenes obtenidas por la sonda Magallanes de la Región Fortuna. Como su nombre sugiere, los aracnoides presentan una forma de circular a ovoide con anillos concéntricos y una compleja red de fracturas que se extiende hacia el exterior El tamaño de los aracnoides varía desde los 50 kilómetros (29.9 millas) aproximadamente hasta los 230 kilómetros (137.7 millas). Los aracnoides tienen una forma similar a las coronas pero son más pequeños que aquellas (estructuras circulares de origen volcánico rodeadas por un conjunto de valles y montañas así como líneas radiales). Una teoría sobre su origen es que son los precursores de la formación de las coronas. Las líneas brillantes al radar que se extienden durante muchos kilómetros podrían ser el resultado del afloramiento del magna desde el interior del planeta lo que empujaría la superficie, formando "fracturas". Los ríos de lava brillantes al radar están presentes en la primera y tercera de las imágenes, e indican también la presencia de actividad volcánica en esta zona. Algunas de las fracturas cortan estos ríos, indicando que los ríos son anteriores al proceso de fracturación. Este tipo de relación entre distintos fenómenos sirve como evidencia a la hora de establecer la edad relativa de los distintos procesos. En la actualidad, los aracnoides se encuentran sólo en Venus y pueden ser estudiados con más detalle gracias a las imágenes de alta resolución (120 metros/0.07 millas) obtenidas por el radar del Magallanes. (Cortesía NASA/JPL)

Líneas Paralelas
Dos grupos de marcas paralelas se intersectan casi en ángulo recto en esta imagen. La regularidad de este terreno ha motivado que los investigadores le asignen el apodo de papel de dibujo. La alineaciones más difusas están separadas entre si aproximadamente 1 kilómetro (0.6 millas) y se extienden hasta más allá de los límites de la imagen. Las alineaciones predominantes, más brillantes, son menos regulares y parece frecuentemente que empiezan y terminan en las intersecciones con las alineaciones más borrosas. No está claro todavía sin estos dos conjuntos de alineaciones representan fallas o fracturas, pero en las áreas fuera de la imagen, las alineaciones brillantes están asociadas con los conos de los volcanes y otros fenómenos volcánicos. (Cortesía Calvin J. Hamilton)

Fotografías de la Superficie desde las naves Venera 9 y 10
Las naves espaciales soviéticas Venera 9 y 10 fueron lanzadas el 8 y 14 de Junio de 1975, respectivamente, para realizar algo sin precedentes: colocar sobre la superficie de Venus sendos módulos que devolviesen imágenes de esta. El Módulo de aterrizaje de la nave Venera 9 (arriba) tocó la superficie de Venus el 22 de Octubre de 1975 a las 5:13 UT, a unos 32° S, 291° E con el Sol casi en el zenit. Operó durante 53 minutos, lo que sólo permitió la devolución de una imagen. Venera 9 tomó tierra en una ladera inclinada unos 30 grados respecto a la horizontal. El objeto blanco en la parte inferior de la imagen es parte del módulo. La distorsión está causada por el sistema óptico de la nave. Varias rocas angulares y parcialmente erosionadas por el clima, de unos 30 a 40 cm de sección, dominan el paisaje, muchas de ellas cubiertas por el suelo. El horizonta es visible en la superior izquierda y derecha de la imagen.

El Módulo de aterrizaje de la nave Venera 10 (abajo) tocó la superficie de Venus el 25 de Octubre de 1975 a las 5:17 UT, a unos 16° N, 291° E. El módulo estaba inclinado unos 8 grados. Devolvió esta imagen durante los 65 minutos de operación sobre la superficie. El Sol estaba casi en el zenit durante todo est tiempo, y la luz era similar a la de la Tierra en un día nublado de verano. Los objetos en la parte inferior de la imagen son partes de la nave espacial. La imagen muestra planchas rocosas planas, parcialmente cubiertas por material de grano fino, de una forma muy parecida a los regiones volcánicas de la Tierra. La roca que se extiende en la parte delantera tiene unos 2 metros de sección.

Fotografías en color de la Superficie desde la nave Venera 13
El 1 de Marzo de 1982 el módulo Venera 13 tocó la superficie de Venus a unos 7.5° S, 303° E, al este de Phoebe Regio. Era la primera misión Venera que incluía una cámara de TV en color. La nave sobrevivió durante 2 horas y 7 minutos, tiempo suficiente para obtener 14 imágenes. Esta panorama en color fue producido utilizando los filtros azul oscuro, verde y rojo y tiene una resolución de 4 a 5 minutos. Parte de la nave espacial puede verse en la zona inferior de la imagen. Se pueden ver también trozos de rocas planas y el suelo. Es difícil de juzgar el color real de la imagen ya que la atmósfera de Venus filtra la luz azul. La composición de la superficie es similar a la del basalto terrestre. En el suelo en la parte más cercana se puede ver la cubierta de las lentes de la cámara. Esta imagen es la parte izquierda de la foto realizada por la nave Venera 13.



Bibliografía

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.

 

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Autor: Calvin J. Hamilton © 1997-2000
Traducido al Español por: Antonio Bello
Reservados todos los derechos