VENUS                                                                       HOME

 


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ANTECEDENTES

Mitológicamente Venus es la diosa de la belleza y del Amor (Afrodita para los griegos) Es el planeta más brillante de todos, a tal grado que ha recibido el nombre de Lucero de la Mañana o del Atardecer.  De hecho, los griegos le dieron dos nombres distintos creyendo que estaban viendo dos planetas en lugar de uno: Phosphorus (significa el que trae la luz, la estrella matutina) y Hesperus ( la estrella vespertina). Los alquimistas asociaron este planeta con el metal cobre y el símbolo de Venus está representado por un espejo de mano (de cobre). Los primeros espejos eran hechos de cobre bruñido. El símbolo de Venus es utilizado también para representar al género femenino.

 

La NASA envió al Mariner 10 y obtuvo imágenes del planeta en 1974/75. En 1990 Venus recibió al Magellan, sonda orbital que se encargó de mapear - mediante radar -la superficie de planeta con una resolución altísima.

 

Las primeras imágenes del planeta mostraban un planeta cubierto de nubes. Venus tiene un tamaño, masa y densidad muy parecidos a los de la Tierra, Por tal motivo, la imaginación de los primeros astrónomos se disparó y visualizaron un planeta muy húmedo con grandes pantanos y vida abundante, con saurios y criaturas acuáticas. Tiempo después quedó evidente que nada podía ser más lejos que esto. Venus es un planeta árido e inhóspito.

 

DISTANCIA AL SOL

La distancia promedio de Venus al Sol es de 108.2 millones de Km., equivalentes a 0. 7233 unidades astronómicas. Su órbita, aunque excéntrica es casi circular, por lo que no varía mucho su distancia al Sol a lo largo del año. Aunque el Sol no es visible desde ninguna parte del planeta –por su densa atmósfera- la temperatura es terriblemente alta, rebasando los 500°C de día ¡y de noche! Venus es tan caliente que el plomo puede fundirse sobre su superficie.

 

DIÁMETRO ECUATORIAL 

Venus es el planeta “gemelo” de la Tierra. Nuestro planeta tiene 12,756 Km. de diámetro y Venus poco menos que eso: 12,102 Km.. Su diámetro es el 94.9 % del de la Tierra.

 

MASA

La masa de Venus es de 4.870 x 1024 Kg. Tiene 0.8149 veces la masa de la Tierra. (81.49 %)

DENSIDAD

En promedio cada metro cúbico de Venus pesa 5,250 Kg., es decir, su densidad es de 5.25, ó 5.25 veces más denso que el agua. La Tierra tiene una densidad de 5.52.

 

COMPOSICIÓN

La composición de Venus es muy parecida a la de la Tierra: básicamente hierro, níquel y silicatos. Su núcleo es –proporcionalmente- muy parecido al de nuestro planeta. Aunque no se detectaron cambios importantes durante la visita del Magellan, es posible que esté geológicamente activo. La superficie está caracterizada por una gran cantidad de volcanes y flujos ígneos. No hay muchos cráteres de impacto.

 

ATMÓSFERA

Venus tiene la atmósfera más densa del Sistema Solar. Es tan opaca que no nos permite ver la superficie. Es 90 veces más densa que la terrestre. Está compuesta por dióxido de carbono, nitrógeno y a gran altura hay una llovizna constante de ácido sulfúrico. La densidad de la atmósfera se encarga de distribuir muy efectivamente el clima a todo el planeta. A gran altura hay vientos casi huracanados pero en la superficie corre sólo una leve brisa de aire abrasador. Venus experimenta un efecto de invernadero mediante el cual su atmósfera deja entrar cierta radiación solar que luego no puede escapar al espacio, quedando “atrapada”. La severa turbulencia generada por estas condiciones hace que los objetos se pierdan de vista a distancia y el paisaje -visiblemente enrojecido-esté débilmente iluminado por el Sol. Del Sol sólo se ve una mancha luminosa de color rojo en el cielo.

 

GRAVEDAD SUPERFICIAL (Relativa a la Tierra)0.878

Es de 0.878 veces la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula sobre su superficie, notaríamos que nuestro peso se disminuye al 87.8% de nuestro peso habitual. En otras palabras, una persona que aquí en la Tierra pesa 70 Kg. pesa en Venus casi 61.5 Kg..

 

VELOCIDAD DE ESCAPE

En Venus la velocidad de escape es de 10.4 km/seg, similar a la de la Tierra, que es de 11.2 km/seg.

 

PERIODO DE ROTACIÓN

Venus tiene el día más largo de todos los planetas. Su período de rotación es de 243.01 días terrestres. No sólo eso...¡El día de Venus es más largo que su año! (224.70 días terrestres) ¡Genial! Antes de que termine el día ya se está festejando Navidad (¿a 500°C?). Una consecuencia de que el día sea más largo que el año es que el Sol “sale” por el occidente y se oculta por el oriente. (Suponiendo que fuera visible). También significa que Venus rota a favor de las manecillas del reloj, en sentido opuesto a todos los demás planetas. En otras palabras, su rotación es retrógrada.

 

PERIODO DE TRASLACIÓN

El año o período sideral de Venus dura 224.701 días terrestres. Como está más cerca del Sol que la Tierra, su año concluye antes que el nuestro.

 

PERIODO SINODICO

El tiempo en que la Tierra es alcanzada por Venus es de 583.92 días, tras los cuales vuelven a quedar alineados el Sol, Venus y la Tierra. Al igual que Mercurio, puede suceder que al arranque de un período sinódico, Venus pase justo frente al Sol (Este fenómeno recibe el nombre de tránsito). No puede producir un eclipse ya que se ve muy pequeño (Aunque visiblemente más grande que Mercurio). Lo que vemos –si protegemos nuestra vista apropiadamente con un filtro especialmente diseñado para esa función) es una mota negra cruzando al Sol. El planeta se acerca tanto a la Tierra en la conjunción inferior que su diámetro aparente sería claramente visible. El próximo tránsito a observarse será el 8 de junio del año 2004.

 

INCLINACIÓN DE SU EJE DE ROTACIÓN (Relativa al plano de su órbita)177.3

En un principio fue difícil establecer su eje de rotación con precisión, puesto que la superficie del planeta está oculta y el movimiento de sus nubes no es el mismo. En alguna literatura se menciona que ese eje es de 2.7°, sin embargo, aquellos que desean mantener el concepto de que todos los planetas rotan en contra de las manecillas del reloj y apoyados por lo inusual de su comportamiento, sugieren que Venus ¡está invertido!!! ¡Sí! ¡De cabeza! Desde esta perspectiva el eje de rotación de Venus es de 177.3°. La explicación a esta situación es que –en un pasado remoto- Venus fue impactado por otro planeta con tanta fuerza que lo volteó. Debido a que rota casi verticalmente y a su cálida atmósfera, Venus no presenta estaciones.

 

INCLINACIÓN DE SU ORBITA (Relativa a la Tierra)

Está inclinada por 03° 23’ 40”. Si su órbita estuviera en el mismo plano que la órbita terrestre (la eclíptica), observaríamos tránsitos de Venus cada 583.92 días.

 

EXCENTRICIDAD DE SU ORBITA

Venus tiene la órbita menos excéntrica de todas. Se desvía muy poco de ser un círculo perfecto. Su excentricidad es de  e=0.0068.

 

SATELITES

Venus no posee satélites naturales.

 

ASPECTO A SIMPLE VISTA

Venus aparece siempre en los amaneceres o atardeceres, ya que su órbita es interior (más pequeña que la nuestra). Su máxima elongación (separación angular del Sol) puede ser de 48°, permitiendo que en condiciones ideales se pueda observar en plena noche. Cuando está en conjunción inferior es invisible durante un período de 3 semanas, a menos que nos toque presenciar un tránsito. Cuando está en conjunción superior es también invisible a menos que coincida con un eclipse total de sol. Su blanca atmósfera y su cercanía al Sol hacen que se vea brillante, de color blanco refulgente, y alcance una magnitud de –4.26.   35 días antes de su máxima elongación oeste, Venus alcanza su máximo brillo y sale por el este antes de amanecer. En la máxima elongación este, Venus es visible después del atardecer y alcanza su máximo brillo 35 días después, para luego perderse nuevamente en el resplandor del Sol.

 

Venus es lo suficientemente grande y cercano como para que una persona con excelente vista se deleite viendo sus fases, antes y después de la conjunción inferior. De no ser así, cualquier binocular será suficiente para observar este bello fenómeno. Especialmente recomendables para este efecto son los binoculares de 10X50. Un buen observador puede aprender a localizar este planeta a simple vista aún a la luz del día.

 

ASPECTO EN EL TELESCOPIO

Venus presenta fases por el hecho de tener una órbita más pequeña que la de la Tierra. Cerca de la conjunción inferior su diámetro aparente aumenta y la fase iluminada es más esbelta. Aunque Venus es lo suficientemente grande como para ver detalles en la superficie, es imposible hacerlo por el hecho de que su atmósfera que cubre perpetuamente las características superficiales. Teniendo cuidado de no apuntar el telescopio hacia el Sol, es posible observarlo durante el día, si sabemos hacia dónde buscar.

 

ASPECTO SUPERFICIAL

No hay manera de enviar una sonda que pueda fotografiar globalmente su superficie debido a su densa atmósfera. Sin embargo, se las ingeniaron en la NASA para enviar la sonda Magellan, misma que vio a través de las nubes y determinó su topografía utilizando técnicas ya probadas en cartografiar el fondo marino de la Tierra. El aspecto final no revela los colores naturales del terreno ni su brillantez, sino su capacidad de reflectancia a las ondas de radio. Con el uso de un altímetro que medía el tiempo que un rayo luminoso tardaba en ser reflejado sobre la superficie, pudieron modelar su topografía y determinar la ubicación de volcanes, domos y cráteres. Los flujos volcánicos reflejan muy eficientemente las ondas de radio, por lo tanto, en las radio imágenes emitidas y representadas por colores falsos, aparecen muy brillantes, aunque topográficamente nos signifiquen mucho. Por computadora se ha sintetizado el aspecto de los paisajes venusinos, con la ventaja de evitar la  turbulencia que empaña los objetos a distancia.

 

 

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Revisado: 05 dic 2005 15:13:12 -0600 .

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