Vênus


Vênus, a joia do céu, era conhecida pelos primeiros astrônomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrônomos pensavam que Vênus era composta por dois corpos distintos. Vênus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

Os astrônomos referem-se a Vênus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vênus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vênus possui uma temperatura de superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a um rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vênus gira de leste para oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu poente a leste.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens em Vênus impediu a observação da natureza geológica de sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vênus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vênus se revelou.

A superfície de Vênus é relativamente nova, geologicamente falando, parece ter sido refeita completamente de 300 à 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por atividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vênus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilômetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo úmido, contudo, água em estado líquido não existe na superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas, este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vênus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusiana. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fracionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vênus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilômetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilômetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilômetros.

Foram encontradas, em Vênus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilômetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnoides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnoides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fraturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

Atmosfera

A atmosfera de Vênus compreende a camada de gases que recobre a superfície do segundo planeta do Sistema Solar. É muito mais densa e quente do que a terrestre: a temperatura na superfície é de 740 K(467°C, 872°F), enquanto que a pressão é de 93 bar. A atmosfera venusiana possui nuvens opacas compostas de ácido sulfúrico, o que tornam impossíveis as observações ópticas da superfície. Informações sobre a topografia foram obtidas exclusivamente por imagens de radar. Os principais gases atmosféricos são o dióxido de carbono e o nitrogênio. Outros compostos químicos estão presentes apenas em pequenos traços.

A atmosfera de Vénus está num estado vigoroso de circulação e super-rotação, e circula o planeta inteiro em apenas quatro dias terrestres, muito mais rápido que a rotação do planeta de 243 dias. Os ventos que produzem a super-rotação atingem velocidades de mais de 100 m/s (360 km/h) e se movem a uma velocidade 60 vezes maior que a rotação do planeta, enquanto que na Terra os ventos mais rápidos atingem de 10% a 20% da velocidade de sua rotação. Por outro lado, o vento fica cada vez mais lento conforme a elevação da superfície diminui, com a brisa mal chegando à velocidade de 10 km/h na superfície. Perto dos polos existem estruturas anticiclônicas chamadas vórtices polares. Cada vórtice possui dois olhos e apresenta um padrão de nuvens característico em forma de S.

Ao contrário da Terra, Vênus não possui campo magnético. Sua ionosfera separa a atmosfera do espaço sideral e do vento solar. Essa camada ionizada exclui o campo magnético solar, dando ao planeta um ambiente magnético distinto, chamado de magnetosfera induzida de Vênus. Gases leves, incluindo vapor de água, são continuamente levados pelo vento solar através da cauda magnética induzida. Especula-se que há quatro bilhões de anos a atmosfera de Vênus era parecida à da Terra, com água líquida na superfície. O efeito estufa pode ter sido causado pela evaporação da água superficial e aumento subsequente de gases do efeito estufa.

Apesar das condições extremas na superfície de Vênus, a pressão atmosférica e temperatura entre 50 km e 65 km acima da superfície do planeta são aproximadamente as mesmas da Terra, fazendo de sua atmosfera superior a área mais parecida à Terra no Sistema Solar, mais parecida com ela do que a superfície de Marte. Devido à similaridade em pressão e temperatura e o fato de que em Vênus o ar respirável (21% de oxigênio, 78% de nitrogênio) é mais leve que a atmosfera, foi proposto que a atmosfera superior pudesse ser um bom lugar para exploração e colonização.

Estrutura e composição

Composição

Gráfico de setores da atmosfera de Vênus. O gráfico da direita é uma visão expandida dos elementos que juntos não fazem nem um décimo de um por cento.
Gráfico de setores da atmosfera de Vênus. O gráfico da direita é uma visão expandida dos elementos que juntos não fazem nem um décimo de um por cento.

A atmosfera de Vênus é composta principalmente por dióxido de carbono, junto com uma pequena quantidade de nitrogênio e traços de outros elementos. A quantidade de nitrogênio na atmosfera é relativamente pequena comparada com a quantidade de dióxido de carbono mas como a atmosfera é muito maior que a da Terra, seu conteúdo de nitrogênio é aproximadamente quatro vezes maior, mesmo com o nitrogênio compondo cerca de 78% da atmosfera terrestre.

A atmosfera venusiana contém vários compostos em pequenas quantidades, incluindo alguns baseados no hidrogênio como cloreto de hidrogênio e fluoreto de hidrogênio, e também monóxido de carbono, vapor de água e oxigênio molecular. Foi teorizado que uma grande quantidade do hidrogênio foi perdida, com a maior parte do restante virando ácido sulfúrico (H2SO4) e sulfeto de hidrogênio. Subsequentemente, há muito pouco hidrogênio na atmosfera do planeta. A perda de uma grande quantidade de hidrogênio é provada pela alta relação D/H medida na atmosfera de Vênus. A relação é de 0,025, muito maior que o valor terrestre de 1,6×10−4. Além disso, a relação D/H na atmosfera superior do planeta é 1,5 vezes maior que na atmosfera inferior.

Troposfera

Desenho de Mikhail Lomonosov feito em 1761 em seu trabalho sobre a descoberta da atmosfera de Vênus.
Desenho de Mikhail Lomonosov feito em 1761 em seu trabalho sobre a descoberta da atmosfera de Vênus.

A atmosfera de Vênus é dividida em algumas seções dependendo da altitude. A parte mais densa da atmosfera, a troposfera, começa na superfície e se estende a até 65 km de altura. Na superfície os ventos são lentos, mas no topo da troposfera a temperatura e a pressão ficam em níveis parecidos aos da Terra e as nuvens alcançam velocidades de 100 m/s.

A pressão atmosférica na superfície de Vênus é cerca de 92 vezes a terrestre, similar à pressão exercida a 910 metros abaixo da superfície dos oceanos. Ela tem uma massa de 4,8×1020 kg, cerca de 93 vezes a massa total da atmosfera da Terra. A pressão encontrada na superfície de Vênus é alta o suficiente para que o dióxido de carbono deixe de ser um gás, mas um fluido supercrítico. A densidade do ar na superfície é de 67 kg/m³, que é 6,5% a densidade da água líquida na Terra.

A maior quantidade de CO2 na atmosfera de Vênus juntamente com vapor de água e dióxido de enxofre cria um poderoso efeito estufa, aprisionando a energia solar e aumentando a temperatura superficial a 740 K (467°C), mais quente que qualquer outro planeta no Sistema Solar, inclusive Mercúrio, apesar de estar localizado ao dobro de distância ao Sol e receber apenas 25% da energia solar que Mercúrio recebe. A temperatura média na superfície é acima do ponto de derretimento do chumbo (600 K, 327°C), estanho (505 K, 232°C), e zinco (693 K, 420°C). A atmosfera grossa também deixa a diferença de temperatura entre o dia e a noite menor, mesmo que a lenta rotação retrógrada do planeta faça que um único dia solar dure 116,5 dias terrestres. A superfície de Vênus fica 58,3 dias na escuridão antes que o Sol nasça novamente atrás das nuvens.

Venusatmosphere_pt.svgEm Vênus a troposfera contém 99% da massa da atmosfera sendo que 90% da massa está localizada a até 28 km da superfície. Por comparação, 90% da atmosfera da Terra está localizada a até 10 km da superfície. A uma altura de 50 km a pressão atmosférica é aproximadamente igual à da superfície terrestre. No lado de Vênus onde é noite nuvens podem ser encontradas a até 80 km acima da superfície.

A área da troposfera venusiana mais similar à Terra está perto da tropopausa—a divisa entre a troposfera e a mesosfera. Está localizada um pouco acima de 50 km. De acordo com medições das sondas Magellan e Venus Express, a área entre 52,5 e 54 km tem uma temperatura entre 293 K (20 °C) e 310 K (37°C), e a área a 49,5 km acima da superfície é onde a pressão fica igual à da Terra no nível do mar. Como naves tripuladas enviadas a Vênus seriam capazes de compensar as diferenças de temperatura até certo ponto, qualquer lugar de cerca de 50 a 54 km acima da superfície seria a melhor área para exploração ou colonização, onde a temperatura permitiria a existência de água líquida (entre 273 K (0°C) e 323 K (50°C)) e a pressão do ar estaria igual a regiões habitadas da Terra.

Circulação

A circulação na troposfera de Vênus segue uma aproximação ciclostrófica. A velocidade de seu vento é determinada pelo balanço do gradiente de pressão e pelas forças centrífugas no fluxo zonal. Em contraste, a circulação na atmosfera terrestre é governada pelo balanço geostrófico. A velocidade do vento em Vênus pode ser medida diretamente somente pela atmosfera superior (tropopausa), em altitudes entre 60 e 70 km, que corresponde à cobertura das nuvens superiores. O movimento das nuvens geralmente é observado na parte ultravioleta do espectro, onde o contraste entre as nuvens é maior. A velocidade linear do vento nesse nível é de cerca de 100 ± 10 m/s em latitudes menores que 50°. O vento se move em direção retrógrada, assim como a rotação do planeta. Ele diminui rapidamente em direção a latitudes altas, eventualmente atingindo zero nos polos. Esses fortes ventos do topo da atmosfera causam um fenômeno conhecido como super-rotação da atmosfera. Em outras palavras, esses ventos rápidos circulam todo o planeta mais rapidamente que a rotação dele. A super-rotação de Vênus é diferencial, o que significa que a troposfera equatorial super-rotaciona mais lentamente que a troposfera em latitudes médias. Os ventos também têm um forte gradiente vertical. Eles declinam profundamente na troposfera em uma taxa de 3 m/s per km. Ventos próximos da superfície de Vênus são muito mais lentos que os da Terra. Eles se movem a apenas alguns quilômetros por hora (geralmente menos de 2 m/s com média de 0,3 a 1,0 m/s), mas devido à alta densidade da atmosfera na superfície, isso é suficiente para transportar poeira e pequenas pedras pela superfície, como uma lenta corrente de água.

Componentes meridionais da circulação atmosférica de Vênus. A circulação meridional é muito menor que a circulação zonal, que transporta calor entre os lados do planeta.
Componentes meridionais da circulação atmosférica de Vênus. A circulação meridional é muito menor que a circulação zonal, que transporta calor entre os lados do planeta.

Todos os ventos em Vênus são conduzidos por convecção. O ar quente sobe na zona equatorial, onde o aquecimento solar está concentrado, e vai para os polos. Esse fenômeno é chamado de circulação de Hadley. No entanto, o movimento de ar meridional é muito mais lento que ventos zonais. O limite polar da célula de Hadley em Vênus é próximo à latitude 60°. Nessa área o ar desce e volta ao equador abaixo das nuvens. Essa interpretação é suportada pela distribuição do monóxido de carbono, que é concentrado em latitudes próximas a 60°. Acima do limite polar da célula de Hadley um padrão diferente de circulação é observado. Em latitudes entre 60° e 70° há colares polares gelados, que são caracterizados por temperaturas de 30 a 40 K mais baixas que na troposfera superior em latitudes próximas. A baixa temperatura provavelmente é causada pelo afloramento do ar neles e pelo resfriamento adiabático resultante. Essa interpretação é suportada pelas nuvens mais altas e densas nos colares. As nuvens ficam em altitudes entre 70 e 72 km nos colares—cerca de 5 km mais alto que nos polos e latitudes baixas. Uma conexão pode existir entre os colares frios e os rápidos jatos de latitudes médias nos quais o vento atinge velocidades de 140 m/s. Jatos assim são uma consequência natural da circulação tipo Hadley e devem existir em Vênus entre latitudes de 55 a 60°.

Estruturas estranhas conhecidas como vórtices polares estão localizadas nos colares polares. Elas são tempestades gigantes parecidas com furacões quatro vezes maiores que seus análogos terrestres. Cada vórtice tem dois “olhos”—os centros de rotação, que são conectados por distintas estruturas de nuvens em forma de S. Estruturas assim de dois olhos também são chamadas de dipolos polares. Vórtices rotacionam em um período de três dias na direção da super-rotação geral da atmosfera. A velocidade linear do vento é de 35–50 m/s perto de suas bordar exteriores e zero nos polos. A temperatura no topo das nuvens nos vórtices polares é muito maior que nos colares polares próximos alcançando 250 K (−23°C). A interpretação convencional dos vórtices polares é que eles são anticiclones com subsidência no centro e afloramento nos colares polares frios. Esse tipo de circulação assemelha-se aos vórtices anticiclônicos polares no inverno na Terra, especialmente o achado na Antártica. Observações indicam que a circulação anticiclônica observada perto dos polos pode penetrar a até 50 km de altitude, ou seja, até a base das nuvens. A troposfera superior polar e a mesosfera são extremamente dinâmicas; grandes nuvens brilhantes pode aparecer e desaparecer num período de tempo de algumas horas. Um evento assim foi observado pela Venus Express entre 9 e 13 de janeiro de 2007, quando a região polar do sul ficou 30% mais brilhante. Esse evento provavelmente foi causado por uma injeção de dióxido de enxofre na mesosfera, que então condensou formando uma névoa brilhante. Os dois olhos nos vórtices ainda não foram explicados.

O primeiro vórtice em Vênus foi descoberto no polo norte pela missão Pioneer Venus em 1978. A descoberta do segundo maior vórtice polar de dois olhos no polo sul de Vênus foi feita em junho de 2006 pela Venus Express.

Atmosfera superior e ionosfera

A mesosfera de Vênus se estende de 65 km a 120 km de altura, e a termosfera começa a cerca de 120 km, eventualmente alcançando o limite superior da atmosfera (exosfera) de 220 a 350 km.

Imagem de falsa cor no infravermelho próximo (2,3 μm) da atmosfera profunda de Vênus obtida pela sonda Galileu. Os pontos escuros são nuvens em silhueta com a quente atmosfera inferior emitindo radiação infravermelha termal.
Imagem de falsa cor no infravermelho próximo (2,3 μm) da atmosfera profunda de Vênus obtida pela sonda Galileu. Os pontos escuros são nuvens em silhueta com a quente atmosfera inferior emitindo radiação infravermelha termal.

A mesosfera de Vênus pode ser dividida em duas camadas: a mais baixa entre 62 e 73 km nos polos (entre 65 e 67 km no equador) e a mais alta entre 73 e 95 km. Na primeira camada a temperatura é quase constante em 230 K (−43°C). Essa camada coincide com a cobertura superior de nuvens. Na segunda camada a temperatura começa a diminuir novamente alcançando cerca de 165 K (−108°C) à altitude de 95 km, onde a mesopausa começa. Ela é o lugar mais frio do lado diurno de Vênus. Na parte diurna da mesopausa, que está localizada entre a mesosfera e a termosfera entre 95 e 120 km, a temperatura aumenta para cerca de 300 a 400 K (27 a 127°C). Em contraste o lado noturno de Vênus é o lugar mais frio do planeta com temperatura de 100 K (−173°C). Ele também é chamado de criosfera.

O padrão de circulação na mesosfera superior e na termosfera de Vênus é completamente diferente do padrão na atmosfera inferior. Em altitudes entre 90 e 150 km o ar venusiano se move do lado diurno do planeta para o noturno, com afloramento no hemisfério virado para o Sol e e subsidência no hemisfério escuro. A subsidência no hemisfério noturno causa aquecimento adiabático do ar, que forma uma camada de calor na mesosfera noturna a altitudes entre 90 e 120 km. A temperatura dessa camada, 230 K (−43°C), é muito maior que a temperatura típica achada no lado noturno da termosfera, 100 K (−173°C). O ar do lado diurno também carrega átomos de oxigênio, que após recombinação formam moléculas de oxigênio no estado singleto (1Δg), que então emitem radiação infravermelha no comprimento de onda 1,27 μm. A radiação nessa altitude (entre 90 e 100 km) é frequentemente observada na Terra ou por sondas espaciais. A mesosfera superior noturna e a termosfera de Vênus são também a fonte de emissões não-ETL (equilíbrio termodinâmico local) de moléculas de CO2 e óxido nítrico, que são responsáveis pela baixa temperatura na termosfera noturna.

A sonda Venus Express mostrou através ocultações estelares que a névoa atmosférica se estende muito mais longe no lado noturno do que no diurno. No lado diurno a cobertura de nuvens tem uma espessura de 20 km e se estende a até 65 km, enquanto no lado noturno a cobertura de nuvens na forma de uma névoa fina alcança 90 km de altitude—bem para dentro da mesosfera, continuando a mais de 105 km como névoa mais transparente.

Vênus tem uma ionosfera estendida localizada em altitudes entre 120 e 300 km que quase coincide com a termosfera. Os altos níveis de ionização são mantidos somente no lado diurno do planeta. No lado noturno a concentração de elétrons é quase zero. A ionosfera de Vênus consiste de três camadas: a primeira entre 120 e 130 km, a segunda entre 140 e 160 km e a terceira entre 200 e 250 km. Pode haver uma outra camada perto de 180 km. O máximo número de elétrons em uma unidade de volume, 3×1011 m−3, é alcançado na segunda camada perto do ponto subsolar. O limite superior da ionosfera, a ionopausa, está localizado a altitudes entre 220 e 375 km e separa o plasma de origem planetária do plasma da magnetosfera induzida. O principal componente da primeira e da segunda camada é íon O2+, enquanto a terceira camada consiste de íons O+. O plasma ionosférico é observado em movimento; a fotoionização solar no lado diurno e a recombinação de íons no lado noturno são o principal processo para acelerar o plasma para as velocidades observadas. O fluxo de plasma parece ser suficiente para manter a ionosfera noturna no nível médio de densidade de íons.

Magnetosfera induzida

Interação de Vênus com o vento solar. Componentes da magnetosfera induzida são mostrados.
Interação de Vênus com o vento solar. Componentes da magnetosfera induzida são mostrados.

Vênus não tem um campo magnético. O motivo para sua ausência é desconhecido, mas provavelmente está relacionado com a pequena velocidade de rotação do planeta ou com a falta de convecção no manto. O planeta tem somente uma magnetosfera induzida formada pelo campo magnético do Sol levado pelo vento solar. Esse processo pode ser entendido como o campo magnético encontrando um obstáculo, Vênus nesse caso. A magnetosfera induzida de Vênus tem um bow shock, magnetobainha, magnetopausa e magnetocauda.

No ponto subsolar o bow shock fica a 1900 km acima da superfície de Vênus (0,3 vezes o raio do planeta). Essa distância foi medida em 2007 durante um período de atividade solar baixa. Perto da atividade solar máxima essa distância pode ser várias vezes maior. A magnetopausa está localizada na altitude de 300 km. O limite superior da ionosfera (ionopausa) é a cerca de 250 km. Entre a magnetopausa e a ionopausa há uma barreira magnética, um reforço local do campo magnético, que impede que o plasma solar penetre mais profundamente na atmosfera, pelo menos em períodos de baixa atividade solar. O campo magnético na barreira alcança 40 nT. A magnetocauda continua a mais de dez vezes o raio de Vênus. Ela é a parte mais ativa da magnetosfera do planeta. Há eventos de reconexão e aceleração de partículas na cauda. A energia de elétrons e íons na magnetocauda têm cerca de 100 ev e 1000 ev respectivamente.

Devido à falta de um campo magnético significativo em Vênus, o vento solar penetra profundamente na exosfera do planeta e causa perda considerável de atmosfera. A perda acontece principalmente através da magnetocauda. Atualmente os principais tipos de íons perdidos são O+, H+ e He+. A taxa de perda de hidrogênio para oxigênio é de cerca de 2 (ou seja quase estequiométrica), indicando a perda contínua de água.

Nuvens

Fotografia de alto contraste e com filtro ultravioleta tirada pela sonda Galileu em direção ao planeta Júpiter na década 1990 durante um sobrevoo por Vênus.
Fotografia de alto contraste e com filtro ultravioleta tirada pela sonda Galileu em direção ao planeta Júpiter na década 1990 durante um sobrevoo por Vênus.

As nuvens venusianas são abundantes e compostas por dióxido de enxofre e gotas de ácido sulfúrico, e refletem aproximadamente de 75% a 85% da luz solar, o que deixa a superfície do planeta obscura para observação regular. A refletividade das nuvens faz que a quantidade de luz refletida para cima seja quase a mesma recebida do sol, e uma sonda explorando o topo das nuvens receberia a energia solar quase tão bem quanto acima, permitindo que células solares possam ser ajustadas em qualquer ponto.

A cobertura das nuvens é tão reflexiva que pouca luz consegue penetrar até a superfície, e o nível de luminosidade nela é em torno de 5 000–10 ,000 lux com uma visibilidade de três quilômetros. Com este nível pouca ou nenhuma energia solar poderia ser coletada de modo concebível por sondas e a umidade é de menos de 0,1%.

O ácido sulfúrico é produzido na atmosfera superior por uma ação fotoquímica do Sol com o dióxido de carbono, dióxido de enxofre e vapor de água. Fótons de comprimento de onda inferior a 169 nm podem fotodissociar o dióxido de carbono em monóxido de carbono e oxigênio atômico. O oxigênio atômico é altamente reativo e ao reagir com o dióxido de enxofre, um dos componentes traço da atmosfera venusiana, resulta no trióxido de enxofre que pode se combinar com o vapor de água, outro componente em traços da atmosfera, formando o ácido sulfúrico.

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
SO3 + H2O → H2SO4

As chuvas de ácido sulfúrico nunca atingem o solo pois são evaporadas pelo calor antes de atingi-lo num fenômeno conhecido como virga. Foi teorizado que atividades vulcânicas no início da história de Vênus liberaram enxofre na atmosfera e as altas temperaturas evitaram que o elemento ficasse preso em compostos sólidos na superfície como aconteceu na Terra.

As nuvens em Vênus são capazes de produzir raios tanto quanto as nuvens terrestres. A existência de raios tem sido controversa desde que as primeiras explosões suspeitas foram detectadas pelas sondas soviéticas Venera. Entretanto em 2006–2007 a Venus Express relatou a detecção de ondas eletromagnéticas que são associadas aos raios. O aparecimento intermitente indicava um padrão associado a atividades do clima, com uma taxa de raios que é pelo menos a metade da observada na Terra.

Em 2009, um proeminente ponto luminoso na atmosfera de Vênus foi observado por um astrônomo amador e fotografado pela Venus Express. Sua origem é atualmente desconhecida, com atividades vulcânicas na superfície sendo uma possível explicação.

Possibilidade de vida

Devido às condições difíceis da superfície, pouco do planeta já foi explorado, além do fato de que a vida atualmente entendida pode não necessariamente ser a mesma em outras partes do universo, a extensão e tenacidade da vida na Terra por si só não tem sido demonstrada. Criaturas conhecidas como extremófilos existem na Terra, preferindo habitats extremos. Termófilos e hipertermófilos sobrevivem a temperaturas superiores ao ponto de ebulição da água, acidófilos em níveis de pH 3 ou menores, e poliextremófilos podem sobreviver em várias condições extremas, e muitos outros tipos de extremófilos existem na Terra.

Entretanto, a vida poderia existir fora da faixa extremófila no topo das nuvens, do mesmo modo que uma bactéria foi encontrada vivendo e se reproduzindo em nuvens terrestres, e tem sido proposto que a vida poderia existir na mesma área em Vênus. Micróbios na espessa e turva atmosfera poderiam se proteger da radiação solar pelos compostos de enxofre presentes no ar.

A atmosfera venusiana demonstrou ser o suficientemente fora de equilíbrio para requerer futuras investigações. Dados analisados das missões Venera, Pioneer e Magellan encontraram os compostos sulfeto de hidrogênio (H2S) e dióxido de enxofre (SO2) juntos na atmosfera superior. Os dois primeiros gases reagem entre si, implicando que existe uma fonte para produção deles. Ademais, às vezes é negligenciado o fato de que uma das sondas Venera detectaram grandes quantidades de cloro pouco abaixo das nuvens venusianas.

Tem sido sugerido que micróbios nesta altitude poderiam absorver a luz ultravioleta do Sol como uma fonte de energia, que poderia ser uma possível explicação para pedaços escuros vistos em imagens de UV do planeta. Grandes partículas não-esféricas nas nuvens têm sido encontradas e sua composição ainda é desconhecida.

Evolução

Existem duas hipóteses principais que explicam a formação de uma atmosfera planetária. A primeira delas é a teoria de acreção, supondo que a atmosfera tenha se originado pela presença de gases na composição dos planetesimais primitivos que teriam formado o planeta. A outra hipótese, de captura, sugere que os gases atmosféricos foram capturados de fontes externas: a nebulosa solar primitiva, cometas ou o vento solar. A primeira teoria é enfraquecida, contudo, pelos modelos atuais de solidificação dos planetas. Segundo esses modelos, algumas dezenas de milhões de anos após a consolidação do núcleo planetário deve ter-se formado uma crosta primitiva; porém, durante esse processo, deve ter-se produzido tamanho calor que os gases e líquidos voláteis devem ter sido perdidos para o espaço.

Atmosfera venusiana em cores reais, imagem capturada pela sonda Mariner 10
Atmosfera venusiana em cores reais, imagem capturada pela sonda Mariner 10

Outro problema para a teoria da acreção era que se supunha que durante a evolução solar a estrela atingiu o que se chama estágio T-Tauri, quando a contração do astro diminui ou cessa, e ele emite um poderoso fluxo de partículas ionizadas. Durante muito tempo se pensou que esse fluxo foi forte o bastante para dissipar qualquer atmosfera então existente nos planetas interiores do sistema, mas as pesquisas mais recentes indicam que o estágio T-Tauri pode aparecer antes da formação planetária, e destarte a evolução solar teria escassa participação na formação e retenção atmosférica de planetas telúricos.

Através de estudos da estrutura das nuvens presentes e geologia da superfície combinados com o fato de que a luminosidade solar aumentou em 25% ao longo de 3,8 bilhões de anos, acredita-se que há 4 bilhões de anos o planeta possuía água líquida na superfície, o que teria tido importantes consequências para a evolução de sua atmosfera, tornando-a semelhante à atmosfera terrestre. Não existem formas geológicas no planeta que sugiram a presença de água nos últimos bilhões de anos, entretanto não existem razões para supor que Vênus seja uma exceção ao processo que formou a Terra e deve ter tido água durante o início de sua história, possivelmente oriunda das rochas originais que formaram o planeta ou, depois, de cometas. A visão comum entre os cientistas pesquisadores é de que a água deve ter existido por aproximadamente 600 milhões de anos na superfície antes de evaporar, de qualquer forma alguns como David Grinspoon acreditam que até 2 bilhões de anos poderia ser plausível.

Vênus acabou perdendo toda a sua água, possivelmente por sua dissociação pela forte radiação solar, cindindo as moléculas em oxigênio, que se agregou às rochas, e hidrogênio, que foi jogado para o espaço. A surpreendente escassez de hidrogênio em Vênus apóia essa teoria. Outro resultado desse processo foi a concentração de dióxido de carbono na sua atmosfera, o que gerou um efeito estufa, responsável pela elevada temperatura superficial do planeta. O efeito estufa pode ter sido provocado pela evaporação da água da superfície e pelo aumento do nível dos gases de efeito estufa. A atmosfera venusiana tem então recebido bastante atenção para o estudo das mudanças climáticas na Terra.

Campo magnético e núcleo

Em 1967, a sonda Venera 4 descobriu que o campo magnético de Vênus é muito mais fraco do que o da Terra. Este campo magnético é induzido por uma interação entre a ionosfera e o vento solar, e não por um dínamo no núcleo, como aquele no interior da Terra. A pequena magnetosfera induzida de Vênus provê uma proteção desprezível contra a radiação cósmica, e esta pode provocar descargas de raios de nuvem para nuvem.

Comparação de tamanho entre os planetas terrestres: Mercúrio, Vénus, Terra e Marte.
Comparação de tamanho entre os planetas terrestres: Mercúrio, Vénus, Terra e Marte.

A falta de um campo magnético intrínseco em Vênus foi surpreendente porque o planeta é similar à Terra em tamanho, e era esperado que também contivesse um dínamo em seu núcleo. Um dínamo requer três condições: um líquido condutor, rotação e convecção. Estima-se que o núcleo seja eletricamente condutor e, apesar de se imaginar que a rotação seja lenta, simulações mostram que ela é suficiente para produzir um dínamo. Isto leva ao entendimento de que a inexistência do dínamo se deve à falta de convecção no núcleo de Vênus. Na Terra, a convecção ocorre na camada externa de líquido do núcleo porque o fundo da camada de líquido é muito mais quente do que o topo. Em Vênus, um evento global de recobrimento da superfície pode ter fechado as placas tectônicas, levando a um fluxo reduzido de calor através da crosta. Isto levou à elevação da temperatura do manto, reduzindo assim o fluxo de calor para fora do núcleo. Como resultado, não há um dínamo que possa gerar um campo magnético e a energia calorífica do núcleo é usada para reaquecer a crosta.

Vênus não tem um núcleo interno sólido, ou seu núcleo não está se resfriando atualmente, de modo que toda a parte líquida do núcleo está aproximadamente à mesma temperatura. Outra possibilidade é que o núcleo já tenha se solidificado completamente. O estado do núcleo é altamente dependente da concentração de enxofre, que ainda é desconhecida.

Órbita e rotação

Vênus orbita o Sol a uma distância média de cerca de 108 milhões de quilômetros (cerca de 0,7 UA) e completa uma órbita a cada 224,65 dias. Embora todas as órbitas planetárias sejam elípticas, a de Vénus é a mais próxima da circular, com uma excentricidade de menos de 1%. Quando Vênus se coloca entre a Terra e o Sol, numa posição conhecida como “conjunção inferior”, ele faz a maior aproximação da Terra de todos os planetas, ficando a uma distância média de 41 milhões de quilômetros. O planeta atinge a conjunção inferior a cada 584 dias, em média. Devido à decrescente excentricidade da órbita da Terra, as distâncias mínimas tendem a ficar maiores. Do ano 1 até 5383, há 526 aproximações a menos de 40 milhões de quilômetros; depois, não há mais nenhuma por cerca de 60 200 anos. Durante períodos de grande excentricidade, Vénus pode se aproximar a até 38,2 milhões de quilômetros.
Posição orbital e rotação de Vénus, mostradas em intervalos de 10 dias terrestres entre 0 e 250 dias. A posição do ponto da superfície que era o ponto anti-solar no dia zero é indicada por uma cruz. Como consequência da lenta rotação retrógrada, qualquer ponto de Vénus tem quase 60 dias terrestres de iluminação e um período equivalente de escuridão.

Observados de um ponto sobre o polo norte do Sol, todos os planetas orbitam no sentido anti-horário; mas, enquanto a maioria dos planetas também gira sobre seu eixo no sentido anti-horário, Vénus gira em sentido horário, em uma rotação “retrógrada”. O atual período de rotação de Vénus representa um estado de equilíbrio entre a maré gravitacional do Sol, que tende a reduzir a velocidade de rotação, e uma maré atmosférica criada pelo aquecimento solar da espessa atmosfera venusiana. Quando se formou a partir da nebulosa solar, Vénus pode ter tido período de rotação e obliquidade diferentes, e depois migrou para o estado atual por causa de mudanças caóticas provocadas por perturbações planetárias e efeitos de maré sobre sua densa atmosfera. Esta mudança no período de rotação provavelmente ocorreu ao longo de bilhões de anos.

Vénus gira sobre seu eixo a cada 243 dias terrestres – de longe, a mais lenta rotação entre todos os planetas. No equador, a superfície venusiana gira a 6,5 km/h, enquanto, na Terra, a velocidade de rotação é de cerca de 1 670 km/h. Um dia sideral venusiano é, portanto, mais longo do que um ano venusiano (243 contra 224,7 dias terrestres). Entretanto, por causa da rotação retrógrada, a duração do dia solar em Vénus é significativamente mais curta que o dia sideral. Para um observador na superfície de Vénus, o tempo entre um nascer do Sol e outro seria de 116,75 dias terrestres. Como resultado do dia solar relativamente longo, um ano em Vénus dura aproximadamente 1,92 dia venusiano.

Um aspecto curioso da órbita e período de rotação de Vénus é que o intervalo médio de 584 dias entre aproximações sucessivas da Terra é quase exatamente igual a cinco dias solares venusianos. Depois de 584 dias, Vénus aparece numa posição a 72° da inclinação anterior. Depois de cinco períodos de 72° em uma circunferência, Vénus regressa ao mesmo ponto do céu a cada 8 anos (menos dois dias correspondentes aos anos bissextos). Este período era conhecido como o ciclo Sothis no Antigo Egito. Não se sabe se esta relação aconteceu por acaso ou se é resultado de efeito de maré com a Terra.

Vénus não possui satélites naturais, embora o asteroide 2002 VE atualmente mantenha uma relação de quasi-satélite com ele. No século XVII, Giovanni Cassini informou ter visto uma lua orbitando Vénus, a qual foi chamada Neith, uma deusa egípcia. Ao longo dos 200 anos seguintes, houve numerosos outros registros, mas finalmente foi determinado que a maioria deles se referia a estrelas que tinham estado perto de Vénus. De acordo com estudo de 2006 de Alex Alemi e David Stevenson, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, sobre modelos do início do Sistema Solar, é muito provável que, bilhões de anos atrás, Vénus tivesse pelo menos uma lua, criada por um grande evento de impacto. Cerca de 10 milhões de anos depois, de acordo com o estudo, outro impacto inverteu o sentido de rotação do planeta, o que fez a lua venusiana se aproximar a Vénus até colidir e se juntar com o planeta. Se impactos subsequentes criaram luas, elas também foram absorvidas da mesma forma. Uma explicação alternativa para a falta de satélites é o efeito de fortes marés solares, que podem desestabilizar grandes satélites orbitando os planetas terrestres.

Estatísticas de Vênus
 Massa (kg) 4.869e+24
 Massa (Terra = 1) .81476
 Raio equatorial (km) 6,051.8
 Raio equatorial (Terra = 1) .94886
 Densidade média (gm/cm^3) 5.25
 Distância média do Sol (km) 108,200,000
 Distância média do Sol (Terra = 1) 0.7233
 Período de rotação (dias) -243.0187
 Período orbital (dias) 224.701
 Velocidade orbital média(km/s) 35.02
 Excentricidade orbital 0.0068
 Inclinação do eixo (graus) 177.36
 Inclinação orbital (graus) 3.394
 Gravidade equatorial na superfície (m/seg^2) 8.87
 Velocidade de escape no equador(km/seg) 10.36
 Albedo geométrico visual 0.65
 Magnitude (Vo) -4.4
 Temperatura média na superfície 482°C
 Pressão Atmosférica (bars) 92
 Composição Atmosférica: Dióxido de Carbono, Nitrogênio, Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono, árgon, hélio, neon, cloreto de hidrogênio e fluoreto de hidrogênio. 96%
3+%
Animações de Vênus
Vistas de Vênus
Imagem de Vênus pela Mariner 10  Esta bonita imagem de Vênus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus pela Mariner 10: Esta bonita imagem de Vênus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus pela Galileo  Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vênus. Apenas se observa a sua camada de nuvens. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus pela Galileo: Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vênus. Apenas se observa a sua camada de nuvens. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus pelo Hubble  Esta é uma imagem de Vênus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, 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 especial, uma formação em "Y" horizontal vista próximo do equador. As regiões polares são mais brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas sobrepondo-se às nuvens. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado junto ao tecto de nuvens. De missões anteriores, os astrônomos sabem que tais formações viajam de Este para Oeste com os ventos predominantes de Vénus, dando uma volta completa ao planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)
Imagem de Vênus pelo Hubble: Esta é uma imagem de Vênus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, 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 especial, uma formação em “Y” horizontal vista próximo do equador. As regiões polares são mais brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas sobrepondo-se às nuvens. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado junto ao tecto de nuvens. De missões anteriores, os astrônomos sabem que tais formações viajam de Este para Oeste com os ventos predominantes de Vénus, dando uma volta completa ao planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)
Vênus  Esta é uma vista global da superfície de Vênus, centrada a 180 graus longitude Este. A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)
Vênus: Esta é uma vista global da superfície de Vênus, centrada a 180 graus longitude Este. A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)
Cinco Vistas globais  A superfície de Vênus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vênus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vênus a (B) 0 graus longitude, (C) a 90 graus Este, (D) a 180 graus e (E) a 270 graus. A região brilhante perto do centro da vista polar é Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas de Vênus. Ovda Regio aparece centrada na vista (C) 90 graus Este. Atla Regio é proeminentemente observada na vista (D) 180 graus. (Cortesia NASA/JPL)
Cinco Vistas globais: A superfície de Vênus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vênus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vênus a (B) 0 graus longitude, (C) a 90 graus Este, (D) a 180 graus e (E) a 270 graus. A região brilhante perto do centro da vista polar é Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas de Vênus. Ovda Regio aparece centrada na vista (C) 90 graus Este. Atla Regio é proeminentemente observada na vista (D) 180 graus. (Cortesia NASA/JPL)
Vista Hemisférica de Vênus  A vista hemisférica de Vênus, revelada por mais de uma década de investigações radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-1994, está centrada a 0 graus Este de longitude. A resolução real desta imagem é de 3 quilômetros. Foi processada para melhorar o contraste e dar ênfase a pequenas formações, e codificada por cor para representar as elevações. (Cortesia NASA/USGS)
Vista Hemisférica de Vênus: A vista hemisférica de Vênus, revelada por mais de uma década de investigações radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-1994, está centrada a 0 graus Este de longitude. A resolução real desta imagem é de 3 quilômetros. Foi processada para melhorar o contraste e dar ênfase a pequenas formações, e codificada por cor para representar as elevações. (Cortesia NASA/USGS)

Vistas Hemisféricas Adicionais de Vênus

Mapa Venusiano  Esta imagem é uma projecção Mercator da topografia Venusiana. Foram atribuídos nomes a muitas das diferentes regiões. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Mapa Venusiano: Esta imagem é uma projeção Mercator da topografia Venusiana. Foram atribuídos nomes a muitas das diferentes regiões. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. (Copyright Calvin J. Hamilton)
Mapa Topográfico Venusiano  Este é outra projecção de Mercator da topografia Venusiana. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. A versão a Preto & Branco desta imagem também está disponível. (Cortesia A.Tayfun Oner)
Mapa Topográfico Venusiano: Este é outra projeção de Mercator da topografia Venusiana. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. A versão a Preto & Branco desta imagem também está disponível. (Cortesia A.Tayfun Oner)
Topografia Venusiana  Esta imagem é uma projecção de Mercator da topografia Venusiana das regiões montanhosas, tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio, mostradas em amarelo e laranja. As regiões baixas estão representadas em azul. (Courtesy NASA/JPL)
Topografia Venusiana: Esta imagem é uma projeção de Mercator da topografia Venusiana das regiões montanhosas, tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio, mostradas em amarelo e laranja. As regiões baixas estão representadas em azul. (Courtesy NASA/JPL)
Mapa Cilíndrico de Vênus  Vênus é mostrado neste simples mapa cilíndrico da superfície. Os limites esquerdo e direito da imagem estão a 240 graus Este longitude. O topo e fundo da imagem estão a 90 graus Norte latitude e 90 graus Sul latitude, respectivamente. A região brilhante no topo esquerdo ao centro é Maxwell Montes, a mais alta cadeia montanhosa de Vênus. Aphrodite Terra, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro direita. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes. A globalidade destes dados 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)
Mapa Cilíndrico de Vênus: Vênus é mostrado neste simples mapa cilíndrico da superfície. Os limites esquerdo e direito da imagem estão a 240 graus Este longitude. O topo e fundo da imagem estão a 90 graus Norte latitude e 90 graus Sul latitude, respectivamente. A região brilhante no topo esquerdo ao centro é Maxwell Montes, a mais alta cadeia montanhosa de Vênus. Aphrodite Terra, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro direita. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes. A globalidade destes dados 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  Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está situado a 1.310 quilómetros a sudoeste de Gula Mons numa elevação de 0,78 quilômetros. O ponto de vista aponta para Noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura, está localizado aproximadamente a 22 graus Norte de latitude, 359 graus Este de longitude. A cratera de impacto Cunitz, nome da astrônoma e matemática Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilômetros de diâmetro e está a 215 quilômetros do ponto de vista do observador. (Cortesia NASA/JPL)
Gula Mons e Cratera Cunitz: Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está situado a 1.310 quilômetros a sudoeste de Gula Mons numa elevação de 0,78 quilômetros. O ponto de vista aponta para Noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros de altura, está localizado aproximadamente a 22 graus Norte de latitude, 359 graus Este de longitude. A cratera de impacto Cunitz, nome da astrônoma e matemática Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilômetros de diâmetro e está a 215 quilômetros do ponto de vista do observador. (Cortesia NASA/JPL)
Eistla Regio - Vale em Fenda  Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 725 quilômetros a Sudeste de Gula Mons. Um Vale em Fenda, em primeiro plano, estende-se até à base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura. Esta vista está de frente para Noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilômetros de diâmetro, e com 2 quilómetros de altura, aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo. (Cortesia NASA/JPL)
Eistla Regio – Vale em Fenda: Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 725 quilômetros a Sudeste de Gula Mons. Um Vale em Fenda, em primeiro plano, estende-se até à base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros de altura. Esta vista está de frente para Noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilômetros de diâmetro, e com 2 quilômetros de altura, aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo. (Cortesia NASA/JPL)
Eistla Regio  Uma parte de Eistla Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilómetros a Noroeste de Gula Mons, numa elevação de 7,5 quilómetros. Correntes de lava estendem-se por centenas de quilômetros pelas planícies fracturadas, em primeiro plano, até à base de Gula Mons. Esta imagem mostra o Sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo da linha de horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de, aproximadamente, 730 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)
Eistla Regio: Uma parte de Eistla Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilómetros a Noroeste de Gula Mons, numa elevação de 7,5 quilómetros. Correntes de lava estendem-se por centenas de quilômetros pelas planícies fracturadas, em primeiro plano, até à base de Gula Mons. Esta imagem mostra o Sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo da linha de horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de, aproximadamente, 730 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)
Planalto Lakshmi As escarpas sul e enseadas Ocidentais de Ishtar Terra são mostradas nesta imagem tridimensional, em prespectiva. Ishtar Terra Ocidental é, aproximadamente, do tamanho da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. A região montanhosa está situada entre 2,5 e 4 quilômetros de altitude, no centro de um planalto chamado Planalto Lakshmi que pode ser visto à distância, à direita. Aqui, a superfície do planalto cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declives cuja inclinação excede os 5% em 50 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)
Planalto Lakshmi: As escarpas sul e enseadas Ocidentais de Ishtar Terra são mostradas nesta imagem tridimensional, em perspectiva. Ishtar Terra Ocidental é, aproximadamente, do tamanho da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. A região montanhosa está situada entre 2,5 e 4 quilômetros de altitude, no centro de um planalto chamado Planalto Lakshmi que pode ser visto à distância, à direita. Aqui, a superfície do planalto cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declives cuja inclinação excede os 5% em 50 quilômetros. (Cortesia NASA/JPL)
Imagem Tridimensional, em Perspectiva, de Alpha Regio  Uma parte de Alpha Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. Alpha Regio, elevação topográfica com aproximadamente 1.300 quilómetros de extensão, está centrada a 25 graus de latitude Sul, 4 graus de longitude Este. Em 1963, Alpha Regio foi a primeira região a ser identificada por radar da Terra. As zonas brilhantes da imagem de Alpha Regio são caracterizadas por múltiplos conjuntos de intersecções compostas de sulcos, gargantas, que originam formas poligonais. Mesmo a Sul deste complexo terreno está uma grande formação ovoide chamada Eve. O ponto brilhante da imagem de radar, centralizada em Eve, marca a localização do primeiro meridiano de Vénus.(Cortesia NASA/JPL)
Imagem Tridimensional, em Perspectiva, de Alpha Regio:
Uma parte de Alpha Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vénus. Alpha Regio, elevação topográfica com aproximadamente 1.300 quilómetros de extensão, está centrada a 25 graus de latitude Sul, 4 graus de longitude Este. Em 1963, Alpha Regio foi a primeira região a ser identificada por radar da Terra. As zonas brilhantes da imagem de Alpha Regio são caracterizadas por múltiplos conjuntos de intersecções compostas de sulcos, gargantas, que originam formas poligonais. Mesmo a Sul deste complexo terreno está uma grande formação ovoide chamada Eve. O ponto brilhante da imagem de radar, centralizada em Eve, marca a localização do primeiro meridiano de Vénus.(Cortesia NASA/JPL)
Arachnoids  Arachnoids são uma das mais espantosas formações encontradas em Vénus. Elas são vistas, no radar, como planos escuros na imagem da Magalhães, num mosaico da região de Fortuna. Tal como o nome sugere, Arachnoids são formações ovais, com anéis concêntricos e uma complexa rede de fracturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilômetros de diâmetro. Arachnoids são similares em forma, mas geralmente menores, que as Coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por cordilheiras e sulcos, bem como linhas radiais). Uma teoria, no que diz respeito à sua origem, diz que elas são precursoras da formação Coronae. As linhas brilhantes, que o radar mostra, estendendo-se por muitos quilômetros, podem ter resultado da magma elevado do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima formando "fendas". Correntes de lava brilhantes, no radar, estão presentes na 1. e 3. imagens, e também indicam actividade vulcânica nesta área. Algumas das fracturas atravessam estas correntes, indicando que as correntes ocorreram antes das fracturas surgirem. Tal relação entre diferentes estruturas fornecem boas evidências para uma relativa datação dos eventos. (Cortesia NASA/JPL)
Arachnoids: Arachnoids são uma das mais espantosas formações encontradas em Vênus. Elas são vistas, no radar, como planos escuros na imagem da Magalhães, num mosaico da região de Fortuna. Tal como o nome sugere, Arachnoids são formações ovais, com anéis concêntricos e uma complexa rede de fracturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilômetros de diâmetro. Arachnoids são similares em forma, mas geralmente menores, que as Coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por cordilheiras e sulcos, bem como linhas radiais). Uma teoria, no que diz respeito à sua origem, diz que elas são precursoras da formação Coronae. As linhas brilhantes, que o radar mostra, estendendo-se por muitos quilômetros, podem ter resultado da magma elevado do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima formando “fendas”. Correntes de lava brilhantes, no radar, estão presentes na 1. e 3. imagens, e também indicam atividade vulcânica nesta área. Algumas das fracturas atravessam estas correntes, indicando que as correntes ocorreram antes das fracturas surgirem. Tal relação entre diferentes estruturas fornecem boas evidências para uma relativa datação dos eventos. (Cortesia NASA/JPL)
Linhas Paralelas  São visíveis dois grupos de formações paralelas que se intersetam quase em ângulos retos. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o apelidaram de terreno papel gráfico. Os fracos delineados são espaçados em intervalos de 1 quilômetro e estendem-se além dos limites da imagem. Os mais brilhantes e mais dominantes delineados, são menos regulares e frequentemente parecem iniciar e terminar onde interceptam os delineados mais fracos. Ainda não é claro onde os dois conjuntos de delineados representam falhas ou fracturas porém, em áreas fora da imagem, os delineados brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia Calvin J. Hamilton)
Linhas Paralelas: São visíveis dois grupos de formações paralelas que se intersetam quase em ângulos retos. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o apelidaram de terreno papel gráfico. Os fracos delineados são espaçados em intervalos de 1 quilômetro e estendem-se além dos limites da imagem. Os mais brilhantes e mais dominantes delineados, são menos regulares e frequentemente parecem iniciar e terminar onde interceptam os delineados mais fracos. Ainda não é claro onde os dois conjuntos de delineados representam falhas ou fracturas porém, em áreas fora da imagem, os delineados brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

Fotografias da Superfície pelas Venera 9 e 10

As sondas Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas a 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar na superfície de Vénus e obter fotografias. A Venera 9 tocou a superfície de Vénus a 22 de Outubro de 1975 às 17.13 horas, a cerca de 32 graus Sul, 291 graus Este, com o Sol perto do zénite. Funcionou durante 53 minutos, permitindo a obtenção de uma única fotografia. A Venera 9 pousou num declive com uma inclinação de cerca de 30 graus em relação ao horizonte. A parte branca na base da imagem é parte da sonda. A distorção é provocada pelo sistema de imagem da Venera. Pedras angulares, de tamanhos com 30 a 40 centímetros, dominam a paisagem, muitas semi-enterradas no solo. O horizonte é visível nos cantos superiores, tanto à esquerda como à direita.

venera9

A Venera 10 (em baixo) tocou a superfície de Vênus a 25 de Outubro de 1975 às 17.17 horas, a cerca de 16 graus Norte, 291 graus Este. A sonda ficou com uma inclinação de 8 graus. Devolveu à Terra esta imagem durante os 65 minutos que operou na superfície. O Sol estava perto do zênite durante esse tempo, e a luz era semelhante a um dia de Verão na Terra. Os objetos na parte inferior da imagem são peças da sonda. A imagem mostra lajes de rocha, parcialmente cobertas por uma fina camada de material, não muito diferente a uma área vulcânica na Terra. A grande laje em fundo estende-se por mais de 2 metros.

Fotografias Coloridas da Superfície pela Venera 13  A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vénus a 7,5 graus Sul, 303 graus Este, a Este de Phoebe Regio. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara de televisão a cores. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens. Esta imagem foi conseguida usando filtros de cor azul, verde e vermelho, com uma resolução de 4 a 5 minutos. Parte da sonda é visível na base da imagem. Estão visíveis lajes e solo. A verdadeira cor é difícil de avaliar, dado que a atmosfera de Vénus filtra a luz azul. A composição da superfície é semelhante ao basalto da Terra. No terreno ao fundo está a tampa da lente. Esta imagem é a metade esquerda da fotografia da Venera 13.
Fotografias Coloridas da Superfície pela Venera 13: A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vênus a 7,5 graus Sul, 303 graus Este, a Este de Phoebe Regio. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara de televisão a cores. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens. Esta imagem foi conseguida usando filtros de cor azul, verde e vermelho, com uma resolução de 4 a 5 minutos. Parte da sonda é visível na base da imagem. Estão visíveis lajes e solo. A verdadeira cor é difícil de avaliar, dado que a atmosfera de Vênus filtra a luz azul. A composição da superfície é semelhante ao basalto da Terra. No terreno ao fundo está a tampa da lente. Esta imagem é a metade esquerda da fotografia da Venera 13.
Fotografia da Superfície pela Venera 13
Fotografia da Superfície pela Venera 13.
Fotografias da Superfície pela Venera 14.
Fotografias da Superfície pela Venera 14.

Características orbitais

Semieixo maior: 108 208 930 km
0,723332 UA1
Periélio: 107 476 000 km
0,718 UA1
Afélio: 108 942 000 km
0,728 UA1
Excentricidade: 0,006773232
Período orbital: 224,701 dias2
0,615198 anos
Período sinódico: 583,92 dias2
Velocidade orbital média: 35,02 km/s2
Inclinação: 3,39471° com a eclíptica2
3,86° com o equador solar
2,195492° com o plano invariável3
Longitude do nó ascendente: 76,68069°2
Argumento do periastro: 54,85229°
Satélites naturais: 02

Características físicas

Raio médio: 6 051,8 km2 1
Achatamento: 02
Área da superfície: 4,60 ×108 km²
Volume 92,843 ×1010 km³2
Massa: 4,8685 ×1024 kg2
Densidademédia: 5,243 g/cm³2
Gravidadesuperficial: 8,87 m/s²2 1
Velocidade de escape: 10,36 km/s2
Período de rotação: -5832,5 horas
-243,021 dias2
Inclinação axial: 177,36°2
Albedo: 0,67 (geométrico)
0,90 (Bond)2
Temperatura à superfície:
min méd máx
735 K1
Magnitude aparente -4,6 (máximo)2
Diâmetro angular 9,7″–66,0″2

Atmosfera

Pressão atmosférica: 9,2 MPa2
Composição:2 ~96,5% de Dióxido de carbono
~3,5% de Nitrogênio
0,015% de Dióxido de enxofre
0,007% de Argônio
0,002% de Vapor de água
0,0017% de Monóxido de carbono
0,0012% de Hélio
0,0007% de Neônio
Traços de Sulfeto de carbonila,Ácido clorídrico, Ácido fluorídrico

 

FONTES:  Solar Views (Créditos: Calvin J. Hamilton) Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS (Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva)

DADOS COMPLEMENTARES: Wikipédia

Imagens: NASA

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