¿Cuáles son las características de Venus?

Venus es uno de los ocho planetas y es el segundo en orden desde el más cercano al sol. Es el planeta más cercano a la Tierra. En la antigua China, se llamaba Taibai o Taibai Venus. A veces es la estrella de la mañana que aparece en el cielo del este antes del amanecer y se llama "Qi Ming". A veces es una estrella tenue que aparece en el cielo occidental después del anochecer, llamada "Chang Geng". Venus es la estrella más brillante del cielo excepto el sol y la luna, con un brillo máximo de -4,4, que es 14 veces más brillante que el famoso Sirio (la estrella más brillante del cielo excepto el sol. Es como un diamante deslumbrante). , por eso en la antigüedad los griegos la llamaban Afrodita, la diosa del amor y la belleza, mientras que los romanos la llamaban Venus, la diosa de la belleza.

Venus, al igual que Mercurio, son los dos únicos grandes planetas del sistema solar que no tienen satélites naturales. Por lo tanto, no hay "luna" en el cielo nocturno de Venus, y la "estrella" más brillante es la Tierra. Debido a su proximidad al sol, el tamaño del sol visto desde Venus es 1,5 veces mayor que el visto desde la Tierra.

Algunas personas dicen que Venus es la hermana gemela de la Tierra. De hecho, estructuralmente, Venus y la Tierra tienen muchas similitudes. El radio de Venus es de unos 6073 kilómetros, que es sólo 300 kilómetros más pequeño que el radio de la Tierra. Su volumen es 0,88 veces el de la Tierra y su masa es 4/5 de la Tierra. La densidad media es ligeramente menor que la de la Tierra. Pero el entorno entre ambos es muy diferente: la temperatura de la superficie de Venus es muy alta y no hay agua líquida. Sumado a las crueles condiciones naturales, como la presión atmosférica extremadamente alta y la grave falta de oxígeno, es imposible que Venus tenga vida. Entonces Venus y la Tierra son solo hermanas.

Venus está rodeada de una atmósfera densa y nubes. Estas nubes arrojan un velo misterioso sobre la superficie de Venus. Sólo con la ayuda de radiotelescopios podremos penetrar esta atmósfera y ver la verdadera cara de Venus. La atmósfera de Venus contiene la mayor cantidad de dióxido de carbono: más del 97%. También hay una capa de ácido sulfúrico concentrado de 20 a 30 kilómetros de espesor. La temperatura de la superficie de Venus alcanza entre 465 y 485 grados y la presión atmosférica es aproximadamente 90 veces mayor que la de la Tierra.

La rotación de Venus es muy especial. Es el único planeta importante del sistema solar que gira en sentido contrario. Gira en dirección opuesta a los demás planetas, de este a oeste. Por lo tanto, en Venus, el sol sale por el oeste y se pone por el este. La órbita de Venus alrededor del Sol es una elipse muy cercana a un círculo perfecto, coincidiendo con el plano de la eclíptica. Su velocidad de revolución es de unos 35 kilómetros por segundo y su período de revolución es de unos 224,70 días. Pero su período de rotación es de 243 días, lo que significa que un "día" en Venus es más largo que un "año".

La inversión de Venus puede haber sido causada por una colisión entre Venus y otros asteroides hace mucho tiempo, pero esto aún no ha sido confirmado. Además de este inusual movimiento retrógrado, Venus es un poco inusual. El período de rotación y la órbita de Venus están sincronizados de modo que cuando los dos planetas están más cerca, Venus siempre mira a la Tierra con la misma cara (una vez cada 5,00438 0 días venusianos). Esto podría ser el resultado del bloqueo de las mareas: fuerzas de marea que afectan la rotación de Venus cuando los dos planetas están lo suficientemente cerca. Por supuesto, podría ser simplemente una coincidencia.

Datos estelares

Periodo de revolución: 224.70438 0 días.

Velocidad orbital media: 35,03 kilómetros/segundo.

Excentricidad orbital: 0,007

Inclinación orbital: 3,4 grados

Diámetro ecuatorial: 12.103,6 kilómetros

Masa (Masa de la Tierra = 1): 0,8150.

Densidad: 5,24 gramos/centímetro cúbico

Periodo de rotación: 243,01 días.

Número de satélites: 0

Radio orbital: 108.208.930 kilómetros (0,72 unidades astronómicas)

Superficie: 460 millones de kilómetros cuadrados

Gravedad superficial: 8,78 metros/segundo2

Tiempo de autobiografía: -243,02 días

Velocidad de escape: 10,4 km/s.

La temperatura superficial promedio más baja es 737K 750K 773K.

Topografía

Hay dos tierras altas continentales principales en las Grandes Llanuras de la superficie de Venus.

La montaña del norte se llama Ishtadi, donde se encuentran las montañas Maxwell, la cadena montañosa más alta de Venus (unos dos kilómetros más alta que el Himalaya). Lleva el nombre de James Clerk Maxwell. Las montañas Maxwell rodean la meseta de Laxmi. Ishtar tiene aproximadamente el tamaño de Australia. Hay una tierra más grande llamada Afrodita en el hemisferio sur, que es aproximadamente del tamaño de América del Sur. Entre estas tierras altas se encuentran muchas tierras bajas vastas, incluidas las tierras bajas de las llanuras de Taranta, las tierras bajas de las llanuras de Guerneville y las tierras bajas de las llanuras de Lavinia. Con la excepción de las montañas Maxwell, todas las características de Venus llevan nombres de mujeres reales o míticas. Debido a que la espesa atmósfera de Venus frena los meteoros y otros cuerpos celestes antes de llegar a la superficie, los cráteres en Venus no miden más de 3,2 kilómetros.

Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus está formada por lava basáltica que se solidificó no hace mucho, pero también hay algunos cráteres. Esto indica que Venus está pasando por una reciente reconstrucción de la superficie. El interior de Venus puede ser similar al de la Tierra: un núcleo con un radio de unos 3.000 kilómetros y un manto hecho de roca fundida constituyen la mayor parte de Venus. Nuevos datos de Magallanes muestran que la corteza de Venus es más gruesa y más fuerte de lo que se pensaba anteriormente. Se puede inferir que Venus no tiene una estructura de placas móviles como la Tierra, pero hay una gran cantidad de erupciones volcánicas regulares esparcidas por la superficie de Venus. Las características más antiguas de Venus tienen sólo 800 millones de años y la mayoría de las áreas son bastante jóvenes (pero también tienen cientos de millones de años). Descubrimientos recientes sugieren que los volcanes de Venus todavía están activos en puntos geológicos aislados.

El propio Venus tiene un campo magnético muy débil en comparación con otros planetas del sistema solar. Esto puede deberse a que Venus no gira lo suficientemente rápido y el hierro líquido en su núcleo es más débil debido a las líneas cortantes de inducción magnética. De esta manera, el viento solar puede golpear la atmósfera superior de Venus sin amortiguamiento. En los primeros tiempos se pensaba que Venus y la Tierra tenían cantidades iguales de agua. Sin embargo, el ataque del viento solar ha descompuesto el vapor de agua de la atmósfera superior de Venus en hidrógeno y oxígeno. Los átomos de hidrógeno escapan al espacio debido a su pequeña masa. La proporción de deuterio (un isótopo del hidrógeno que es más pesado y se escapa más lentamente) en Venus parece apoyar esta teoría. El oxígeno se combina con materiales de la corteza terrestre, por lo que no hay oxígeno en la atmósfera. La superficie de Venus es muy seca, por lo que las rocas de Venus son más duras que las de la Tierra, lo que da lugar a montañas, acantilados y otros accidentes geográficos más empinados.

Además, según la detección del detector, se comprobó que el magma de Venus contiene agua. Venus probablemente tenía mucha agua como la Tierra, pero se evaporó y por eso ahora está muy seco. Si la Tierra estuviera más cerca del sol, correría la misma suerte. Sabremos por qué las condiciones básicas son tan similares pero los fenómenos son tan diferentes.

La mayor parte de la superficie de Venus está compuesta por llanuras ligeramente onduladas. También hay varias depresiones amplias: Atlanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia y dos grandes tierras altas: el hemisferio norte e Ishtar Terra. es tan grande como Ishtar Terra y Aphrodite Terra es tan grande como América del Sur a lo largo del ecuador. Ishtar se compone principalmente del plaum Lakshmi Planum y está rodeada por las montañas más altas de Venus, incluido el pico gigante Maxwell Montes.

Los datos del radar de imágenes del avión Magellan muestran que gran parte de la superficie de Venus está cubierta por flujos de lava. Hay varios volcanes en escudo de gran tamaño, como el Sif Mons, similar a Hawaii y el Olympus Mons en Marte. Los datos de descubrimiento publicados recientemente muestran que la actividad volcánica de Venus todavía es muy activa, pero concentrada en unos pocos puntos calientes, el terreno en la mayoría de las áreas se ha formado y es mucho más tranquilo que en los últimos cientos de millones de años;

En Venus no hay cráteres pequeños y parece que el asteroide no se quemó al entrar en la densa atmósfera de Venus. Los cráteres de Venus están agrupados, aparentemente porque los asteroides grandes a menudo se rompen en la atmósfera antes de llegar a la superficie.

Las regiones más antiguas de Venus parecen haberse formado hace 800 millones de años. En ese momento, incendios forestales generalizados arrasaron la superficie primitiva, incluidos varios cráteres grandes que se formaron durante la historia temprana de Venus.

Venus no tiene campo magnético, lo que puede deberse a su lenta rotación.

La superficie de Venus es relativamente joven, se formó hace aproximadamente 3 a 5 millones de años. El terreno de Venus es relativamente plano. Venus tiene 70 planos, 20 bajos y 10 altos. El pico más alto tiene 10.590 metros, más alto que el Monte Everest. Un Gran Cañón de 1.200 kilómetros de largo que atraviesa el ecuador de sur a norte es el cañón más grande entre los ocho planetas.

No hay cráteres pequeños en Venus. Debido a la densa atmósfera en la superficie de Venus, el menor se quemó al entrar en la atmósfera de Venus. Los cráteres de Venus suelen aparecer en grupos, posiblemente porque los asteroides más grandes se desintegraron en la atmósfera antes de llegar a la superficie.

Volcanes y actividad volcánica Venus tiene muchas superficies. Al menos el 85% de Venus está cubierto de roca volcánica. Además de cientos de volcanes grandes, hay más de 100.000 volcanes pequeños dispersos por la superficie de Venus. Los flujos de lava que surgieron del volcán crearon largas trincheras que se extendieron a lo largo de cientos de kilómetros, y la más larga alcanzó más de 7.000 kilómetros.

Distribución de los volcanes en Venus

Venus está densamente cubierto de volcanes y es el planeta con mayor número de volcanes del sistema solar. Se han descubierto más de 1.600 grandes volcanes y accidentes geográficos volcánicos. Además, hay innumerables volcanes pequeños, nadie ha contado su número. Se estima que el número total es de más de 654,38 millones, o incluso 10.000.

Los volcanes de Venus tienen diferentes formas. Además de los volcanes en escudo más comunes, también hay muchos accidentes geográficos volcánicos complejos y estructuras volcánicas especiales. Hasta ahora los científicos no han encontrado volcanes activos aquí, pero debido a los limitados datos de investigación, aunque la mayoría de los volcanes de Venus se extinguieron hace mucho tiempo, no se puede descartar la posibilidad de que algunos todavía estén activos.

Venus y la Tierra tienen mucho en común. Son similares en tamaño y volumen. Venus es también el planeta más cercano a la Tierra en el sistema solar y también está rodeado de nubes y una atmósfera espesa. Al igual que la Tierra, Venus tiene una edad superficial muy joven, de unos 500 millones de años.

Sin embargo, dentro de estas similitudes básicas existen muchas diferencias. La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono, por lo que su superficie tiene un fuerte efecto invernadero. La temperatura de la superficie puede alcanzar hasta? 90 veces la presión. Esto es casi equivalente a la presión del agua a un kilómetro bajo la superficie de la Tierra.

No hay agua en la superficie de Venus ni en el aire. El componente principal de sus nubes es el ácido sulfúrico, que es mucho más alto que la altura de las nubes de la Tierra. Debido a la mayor presión atmosférica, la velocidad del viento en Venus es correspondientemente más lenta. En otras palabras, la superficie de Venus no se ve afectada por el viento ni bañada por la lluvia. Por lo tanto, las características volcánicas de Venus obviamente pueden mantenerse durante mucho tiempo.

Venus no tiene estructura de placas, ni cadena volcánica lineal, ni zona de muerte de placas obvia. Aunque Venus tiene cañones entrecruzados, no tiene trincheras como la Tierra.

Diversos indicios indican que la forma de erupción de los volcanes venusianos también es relativamente sencilla. Las capas de lava solidificada sugieren que cuando la mayoría de los volcanes venusinos entraron en erupción, eran simplemente flujos de lava. No hubo signos de erupciones violentas o explosiones de ceniza, e incluso la lava no era tan turbia y viscosa como la lava de la Tierra. Este fenómeno no es difícil de entender. Debido a la alta presión del aire y las erupciones volcánicas, la lava requiere grandes cantidades de componentes gaseosos. En la Tierra, el principal gas que promueve violentas erupciones de lava es el vapor de agua, pero Venus carece de moléculas de agua. Además, la mayoría de los flujos de lava viscosa y las erupciones de cenizas volcánicas en la Tierra ocurren en zonas de extinción de placas. Por tanto, la ausencia de zonas de extinción de placas reduce en gran medida la probabilidad de que se produzcan violentas erupciones volcánicas en Venus.

Volcanes en escudo a gran escala en Venus

Venus tiene más de 150 grandes volcanes en escudo. La mayoría de estos escudos tienen un diámetro de entre 100 y 600 kilómetros y una altura de entre 0,3 y 5 kilómetros. El más grande tiene un diámetro de 700 kilómetros y una altura de 5,5 kilómetros. Los volcanes venusianos son más planos que los volcanes en escudo de la Tierra. De hecho, el diámetro de la base del volcán en escudo de Venus más grande es cercano al del volcán Olympus Mons en Marte, pero su volumen es mucho menor que el del Olympus Mons debido a su altura insuficiente.

Los volcanes en escudo de Marte son similares a los volcanes en escudo de la Tierra. Gran parte está cubierta por largos y suaves flujos de lava radiales. La mayoría de los volcanes tienen fumarolas en sus centros. Por ello, los científicos especulan que estos escudos están hechos de basalto, similar a los volcanes hawaianos.

Los volcanes en escudo de Venus están dispersos, a diferencia de las cadenas volcánicas de la Tierra.

Esto muestra que Venus no tiene una estructura de placas activa.

Pequeños volcanes en escudo en Venus;

Venus tiene aproximadamente 654,38 millones de pequeños volcanes en escudo con un diámetro de menos de 20 kilómetros. Estos volcanes a menudo se encuentran en grupos llamados zonas de escudo. Los científicos han marcado más de 550 zonas de protección en el mapa, la mayoría de las cuales tienen entre 100 y 200 kilómetros de diámetro. Las zonas de escudo están ampliamente distribuidas, principalmente en llanuras bajas o zonas montañosas bajas. Los científicos han descubierto que muchas áreas del escudo han sido cubiertas por llanuras de lava más jóvenes, por lo que especulan que las áreas del escudo son muy antiguas y pueden haberse formado en las primeras etapas de la actividad volcánica.

Entorno atmosférico El cielo de Venus es de color naranja. En Venus también se producen relámpagos; el mayor rayo jamás registrado duró 15 minutos.

La atmósfera de Venus está compuesta principalmente por dióxido de carbono, con una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión atmosférica de Venus es muy alta, 90 veces la de la Tierra, y equivale a la presión a 1 km de profundidad en los océanos terrestres. La presencia de grandes cantidades de dióxido de carbono provoca que el efecto invernadero se produzca a gran escala en Venus. Sin este efecto invernadero, las temperaturas serían 400 grados centígrados más bajas que las actuales. En las tierras bajas ecuatoriales, el límite de temperatura superficial de Venus puede llegar a 500°C, lo que hace que la temperatura superficial de Venus sea incluso más alta que la de Mercurio, a pesar de que está dos veces más lejos del Sol que Mercurio y sólo recibe una cuarta parte de la luz solar de Mercurio (la intensidad de la luz a gran altura es de 2613,9 W/m2 y en la superficie es de 1071,1 W/m2). Aunque Venus gira muy lentamente (el "día" de Venus es más largo que el "año" de Venus y la velocidad de rotación en el cinturón ecuatorial es de sólo 6,5 kilómetros por hora), debido a la inercia térmica y la convección en una atmósfera densa, la diferencia de temperatura entre el día y la noche no es grande. Los vientos en la atmósfera superior pueden transferir calor de manera uniforme alrededor de Venus en sólo cuatro días.

Las espesas nubes de Venus reflejan la mayor parte de la luz solar de regreso al espacio, por lo que la superficie de Venus recibe menos luz solar y la mayor parte de la luz solar no puede llegar directamente a la superficie de Venus. La reflectividad de la radiación térmica de Venus es de aproximadamente 60 y la reflectividad de la luz visible es aún mayor. Entonces, aunque Venus está más cerca del Sol que la Tierra, su superficie recibe menos luz que la Tierra. Sin el efecto invernadero, la temperatura de la superficie de Venus sería muy cercana a la de la Tierra. A menudo se supone que las densas nubes de Venus absorben más calor, pero esto resulta bastante absurdo. Por el contrario, sin estas nubes las temperaturas serían más altas. El efecto invernadero provocado por la abundancia de dióxido de carbono en la atmósfera es la verdadera razón por la que se absorbe más calor.

Durante el tránsito de Venus en 2004, hubo fuertes vientos en Venus con una velocidad de 350 kilómetros por hora en la cima de las nubes, pero la superficie estaba muy tranquila y la velocidad no excedía unos pocos kilómetros por hora. Sin embargo, dada la densidad de la atmósfera, incluso los vientos muy lentos tienen mucha fuerza para superar la resistencia. Las nubes de Venus están compuestas principalmente de dióxido de azufre y ácido sulfúrico y cubren por completo toda la superficie de Venus. Esto dificulta que los observadores en la Tierra observen la superficie de Venus a través de esta barrera. La temperatura de estas cimas de nubes es de unos -45°C. Según datos de la NASA, la temperatura de la superficie de Venus es de 464°C. La temperatura de las cimas de las nubes es la más baja de Venus, pero la temperatura de la superficie nunca ha sido inferior. 400°C

La temperatura más alta en la superficie de Venus es de 447°C, lo que se debe al fuerte efecto invernadero en Venus. El efecto invernadero se refiere al efecto de aislamiento térmico provocado por la falta de intercambio de calor con el mundo exterior en un espacio cerrado que transmite la luz solar. El efecto invernadero en Venus es sorprendente, porque la densidad de la atmósfera de Venus es 100 veces mayor que la de la Tierra, y más del 97% de la atmósfera es "gas que conserva el calor": al mismo tiempo, dióxido de carbono; Es una gruesa capa de ácido sulfúrico concentrado en la atmósfera de Venus, que tiene un espesor de entre 20 y 30 kilómetros. El dióxido de carbono y las nubes espesas sólo dejan pasar la luz del sol, pero no permiten que el calor irradie a través de las nubes hacia el espacio. La radiación solar confinada hace que la superficie de Venus sea cada vez más caliente. El efecto invernadero hace que la temperatura de la superficie de Venus alcance los 465-485°C, y básicamente no hay distinción entre región, estación, día y noche. Esto también hace que la presión del aire en Venus sea muy alta, unas 90 veces la de la Tierra. Las espesas nubes en Venus hacen que el día en el planeta sea borroso. Aquí no hay un cielo azul ni nubes blancas familiares, el cielo es naranja. Hay fuertes vientos en la cima de las nubes, de unos 350 kilómetros por hora, pero la velocidad del viento en la superficie es muy lenta, menos de unos pocos kilómetros por hora. Curiosamente, hay relámpagos y tormentas eléctricas sobre Venus, al igual que sobre la Tierra.

La presión atmosférica de Venus es de 90 atmósferas estándar (equivalente a la presión a 1 kilómetro de profundidad en el océano terrestre). La atmósfera está compuesta principalmente de dióxido de carbono y también hay varias capas de nubes. compuestos de ácido sulfúrico que tienen varios kilómetros de espesor. Estas nubes bloquean nuestra visión de la superficie de Venus, haciéndola parecer muy borrosa. Esta atmósfera densa también crea un efecto invernadero, haciendo que las temperaturas de la superficie de Venus alcancen los 400 grados, superando los 740 grados Celsius (suficiente para derretir el plomo). La superficie de Venus es naturalmente más caliente que la de Mercurio, aunque Venus está dos veces más lejos del Sol que Mercurio.

Hay fuertes vientos en lo alto de las nubes, de unos 350 kilómetros por hora, pero la velocidad del viento en la superficie es muy lenta, menos de unos pocos kilómetros por hora. La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono, que representa aproximadamente el 96%, y de nitrógeno, el 3%. Nubes espesas están suspendidas a una altitud de 50 a 70 kilómetros, dividiendo la atmósfera en capas superiores e inferiores. La nube está compuesta por gotas de ácido sulfúrico concentrado mezcladas con partículas de azufre, lo que le da un aspecto amarillento. En una Tierra con buen clima, sería difícil imaginar un mundo tan loco en el sistema solar.

La velocidad de la atmósfera cercana a la superficie de Venus es más lenta, sólo unos pocos kilómetros por hora, pero la superior La capa puede alcanzar cientos de kilómetros por segundo. Venus gira muy lentamente y tarda sólo 243 días terrestres en completar una revolución, pero sigue siendo un misterio qué tan rápido giran las capas superiores.

En la foto podemos observar que las nubes en la superficie de Venus tienen forma de V invertida. Este tipo de sistema de nubes se llama sistema de viento en cinta. Este viento zonal en realidad es causado por la convección solar.

Estructura Geológica

No existen datos directos sobre la estructura interna de Venus. Teóricamente, se concluye que la estructura interna de Venus es similar a la de la Tierra, con un núcleo de hierro-níquel con un radio de unos 3.100 kilómetros. La capa intermedia es un "manto" compuesto principalmente por silicio, oxígeno, hierro. magnesio y otros compuestos, y la capa exterior está compuesta principalmente de compuestos de silicio formados por una "cáscara" muy delgada.

Los científicos especulan que la estructura interna de Venus puede ser similar a la de la Tierra. Según la estructura de la Tierra, los principales componentes del manto de Venus son silicatos compuestos principalmente de olivino y piroxeno, y una corteza compuesta principalmente de silicatos, con un núcleo compuesto de una aleación de hierro y níquel. La densidad media de Venus es de 5,24 g/cc, que es la tercera más densa entre los nueve planetas, sólo superada por la Tierra y Mercurio.

Un núcleo de hierro con un diámetro de 3.000 kilómetros y piedra fundida llena la mayor parte del planeta para formar el manto. Los datos de gravedad recientes devueltos por Magallanes muestran que la corteza de Venus es mucho más dura y gruesa de lo que se suponía anteriormente. Al igual que en la Tierra, las corrientes de convección dentro del manto ejercen presión sobre la superficie, pero reducen la carga en muchas regiones relativamente pequeñas para que no se interrumpa en los límites de las placas, como en la Tierra.

Satélites Astrales

Alguna vez se pensó que Venus tenía un satélite llamado Ness, llamado así en honor a la diosa egipcia Seth (ningún mortal ha visto jamás su rostro bajo el velo). El astrónomo francés nacido en Italia Giovanni Domenico Cassini descubrió el planeta por primera vez en 1672. Los astrónomos continuaron haciendo observaciones esporádicas de Niza hasta 1982, pero estas observaciones fueron posteriormente desacreditadas (de hecho, otras estrellas débiles estaban en el lugar correcto en el momento correcto). Por eso ahora pensamos que Venus no tiene lunas.

Observación de Estrellas

Venus tiene una órbita más grande que Mercurio. Cuando el ángulo de distancia máximo está en el oeste (dentro del Sol) o en el este (a la izquierda del Sol), parece estar dos veces más lejos del Sol que Mercurio. Venus es uno de los objetos más brillantes del cielo y probablemente el mejor momento para verlo es cuando está justo debajo del horizonte. Hay que tener en cuenta que nunca mires directamente al sol. Cuando el Sol se pone, Venus se pone más tarde, a la izquierda del Sol. Antes de que salga el sol, Venus sale primero. En este momento, está a la derecha del sol.

Venus se distingue fácilmente, es brillante y ligeramente amarillo. Venus se observa mejor con binoculares cuando tiene forma de media luna grande. En este momento, Venus se sitúa entre el punto de máxima separación angular y la conjunción inferior. Venus está situado en el nodo bajo entre la Tierra y el Sol, por lo que no podemos verlo. Preste atención a ajustar la distancia focal del telescopio para que pueda observar objetos distantes.

Breve historia de la detección de estrellas

Antes de que las sondas espaciales exploraran Venus, algunos astrónomos creían que las condiciones químicas y físicas de Venus eran similares a las de la Tierra, y que la posibilidad de descubrir la vida en Venus era mayor que en Marte.

A finales de la década de 1950, los astrónomos utilizaron radiotelescopios para observar la superficie de Venus por primera vez. Desde 1961, la ex Unión Soviética y Estados Unidos han lanzado más de 30 sondas a Venus, que van desde observaciones cercanas hasta detecciones de aterrizajes.

Venus es un planeta interior. Si lo miras con un telescopio desde la Tierra, verás que su fase cambia. La observación de este fenómeno por parte de Galileo fue una evidencia importante que respalda la teoría de Copérnico sobre el centro solar del sistema solar.

La primera nave espacial que visitó Venus fue la Mariner 2 en 1962. Posteriormente, fue visitada por otras naves espaciales: Venus Pioneer, Soviética Dignity 7 (la primera nave espacial que aterrizó en otros planetas), Dignity 9 (la primera foto en regresar a Venus [izquierda]) (hasta ahora, ha visitado al menos 20 veces). Recientemente, el orbitador estadounidense Magallanes produjo con éxito un mapa de la superficie de Venus, radar (arriba) de 1961. El 2 de febrero de 2012, la Unión Soviética lanzó la nave espacial "Venus 1", que pesaba 643 kilogramos, y voló a Venus a 96.000 kilómetros de distancia y entró la órbita. Perdió contacto después de orbitar el día y no encontró nada.

El 27 de agosto de 1962, Estados Unidos lanzó la nave espacial "Mariner 2", que llegó cerca de Venus el 27 de febrero de 1962. Los radiómetros de microondas espaciales miden las temperaturas en las profundidades de la atmósfera y los radiómetros infrarrojos miden las temperaturas en las cimas de las nubes. Las mediciones del magnetómetro muestran que el campo magnético de Venus es muy débil y no hay cinturones de radiación a su alrededor.

El 12 de junio de 1967, la Unión Soviética lanzó la nave espacial Venus 4, que entró en la atmósfera de Venus el 65 de junio de 438 y el 18 de octubre del mismo año. El módulo de aterrizaje de Venus 4 tiene 1 metro de diámetro y pesa 383 kilogramos. La superficie exterior está cubierta con una gruesa capa resistente a altas temperaturas y la presión máxima de diseño es de 25 atmósferas. Después de que el módulo de aterrizaje ingresa a la atmósfera, despliega su paracaídas y cae lentamente bajo la acción del paracaídas. Los datos de detección se envían al módulo orbital a tiempo y luego regresa a la Tierra. Cuando el módulo de aterrizaje descendió a 24,96 kilómetros de la superficie de Venus, la señal dejó de transmitirse. Se estima que el módulo de aterrizaje fue aplastado por la alta presión de Venus.

La fecha de lanzamiento de "Venus 5" es el 5 de octubre de 1969 65438. Su diseño es muy parecido al de "Venera 4", pero más fuerte. Durante el descenso del módulo de aterrizaje, se obtuvieron 53 minutos de datos de detección. Cuando el módulo de aterrizaje descendió a unos 24 o 26 kilómetros de la superficie de Venus, fue destruido por la presión atmosférica. La presión en ese momento era de 26,1 atmósferas.

Venera 6 fue lanzado el 10 de octubre de 1969 65438, y llegó a Venus el 17 de mayo del mismo año. El módulo de aterrizaje ha descendido a entre 10 y 12 kilómetros de la superficie de Venus. En agosto de 1970, la Unión Soviética lanzó el "Venera 7", que llegó a Venus el 15 de febrero de 1970. El módulo de aterrizaje de la nave espacial puede soportar 180 atmósferas de presión, por lo que alcanzó con éxito la superficie de Venus y se convirtió en el primer mensajero humano en visitar Venus.

Los datos obtenidos mostraron que la temperatura alcanzaba los 470 grados centígrados. La composición atmosférica es principalmente dióxido de carbono, con una pequeña cantidad de oxígeno, nitrógeno y otros gases. Hasta ahora, la humanidad ha desvelado el misterio de Venus. Venus tiene un entorno complejo y cambiante, con un cielo anaranjado y frecuentes lluvias de ácido sulfúrico. ¡Un rayo en realidad duró 15 minutos!

Venus 8, que llegó a la superficie de Venus en 1972, probó el suelo de Venus y realizó retransmisiones televisivas de la intensidad de la luz solar en la superficie de Venus y las nubes de Venus. El cielo sobre Venus es extremadamente brillante, el cielo es de color amarillo anaranjado y hay violentos fenómenos de relámpagos y violentas turbulencias en la atmósfera.

El período de 1975 a 1984 fue el clímax de la exploración de Venus. El 8 de junio de 1975, Venus 9 y Venus 10 fueron lanzados respectivamente, y entraron en diferentes órbitas de Venus el 22 y 25 de octubre de 2015 respectivamente, convirtiéndose en el primer par de satélites artificiales de Venus que orbitan alrededor de Venus. Ambos detectaron la estructura y características de la atmósfera de Venus y enviaron por primera vez imágenes panorámicas de la superficie de Venus captadas por cámaras de televisión.

El 9 de septiembre de 1978 y el 4 de septiembre de 2014, la antigua Unión Soviética lanzó Venera 11 y Venera 12, las cuales aterrizaron con éxito en Venus, con tiempos de trabajo de 110 minutos respectivamente.

Especialmente durante el descenso de Venus 12 a Venus los días 26 y 21 de febrero de 65438, se detectaron frecuentes relámpagos y truenos sobre Venus, y sólo se registraron 1.000 veces durante el descenso a 5 kilómetros de la superficie de Venus 11. Relámpagos, un relámpago La huelga en realidad duró 65.438 personas.

El viaje de la exploración humana de Venus.

Venus es la estrella más brillante del cielo después del Sol y la Luna. En su punto más brillante, alcanza -4,4, que es 14 veces más brillante que Sirio, la estrella más brillante del cielo. Venus está adyacente a la Tierra. La distancia más cercana entre los dos es de 410.000 kilómetros. Su diámetro es aproximadamente un 4% más pequeño, su masa es un 20% más ligera y su densidad es un 10% menor. En teoría, Venus tiene un núcleo de hierro y níquel con un radio de unos 3.100 kilómetros, un manto en el medio y una concha en el exterior. Debido a que es muy similar a la Tierra en tamaño, densidad, masa y apariencia, se la conoce como la "hermana gemela" de la Tierra.

De hecho, Venus es muy diferente de la Tierra en muchos aspectos. Por ejemplo, su rotación se invierte, es decir, de este a oeste, con un período de aproximadamente 243 días, ¡lo que es 18,3 días más que su órbita de 225 días alrededor del sol! Venus está aproximadamente 1/3 más cerca del sol que la Tierra y recibe el doble de luz solar que la Tierra. El albedo de Venus ocupa el primer lugar entre todos los planetas, con un albedo de 0,76. Esto significa que más de 3/4 de la luz solar que brilla en Venus es reflejada por Venus, mientras que el albedo de la Tierra es de sólo 0,39 y el de la Luna es de sólo 0,07. Esto se debe a que Venus tiene una atmósfera muy densa.

La exploración espacial de los planetas del sistema solar comenzó con Venus. Desde la década de 1960, la antigua Unión Soviética y Estados Unidos han invertido gran entusiasmo y competencia exploratoria para descubrir los secretos de Venus. Hasta ahora, se han enviado o pasado por Venus más de 40 sondas y se ha obtenido una gran cantidad de información científica sobre Venus.

La antigua Unión Soviética fue pionera en la exploración de Venus.

La antigua Unión Soviética lanzó la sonda Venus "Gigante" el 24 de enero de 1961. Se estrelló debido a un fallo del vehículo de lanzamiento durante el lanzamiento al espacio. 1961 El 12 de febrero de 2000 se botó el "Venera 1". La sonda que voló con éxito a Venus pesaba 643 kilogramos y voló a 96.000 kilómetros de Venus. Después de entrar en órbita alrededor del Sol, perdió contacto y no encontró nada. Junio ​​5438 0965 165438 Venus 2 y Venus 3 se lanzaron el 12 de octubre y el 5 falló. Venus 3 pesa 963 kilogramos. Cuando realizó un aterrizaje forzoso en Venus, se perdió toda la telemetría de comunicaciones. Se estima que instrumentos y equipos quedaron destruidos. A pesar de esto, los científicos de la antigua Unión Soviética creen que todavía hay algo que ganar, porque el primer "impacto" directo a Venus fue exitoso.

1967 65438 El 12 de octubre se lanzó con éxito la sonda "Venus 4". Llegó a Venus en junio de 65438 y lanzó un módulo de aterrizaje a Venus en octubre del mismo año. Durante sus 94 minutos a través de la atmósfera se midieron la temperatura, presión y composición química atmosférica. En 1969, "Venus 5" y "Venus 6" fueron lanzados al espacio y una vez más irrumpieron en la atmósfera de Venus para su detección. La sonda finalmente aterrizó en la superficie de Venus Debido a daños en los instrumentos y equipos de aterrizaje forzoso, no pudo detectar la superficie de Venus. El 17 de agosto de 1970 se lanzó con éxito la sonda Venus 7. Atravesó las densas nubes y la niebla de Venus, desafió las altas temperaturas y el calor abrasador y logró un aterrizaje suave en la superficie de Venus por primera vez. "Venus 7" midió que la presión atmosférica en la superficie de Venus es al menos 90 veces mayor que la de la Tierra, y la temperatura llega a 470°C. Venera 8, que llegó a la superficie de Venus en 1972, examinó el suelo de Venus y realizó retransmisiones televisivas de la intensidad de la luz solar en la superficie de Venus y las nubes de Venus. El cielo sobre Venus es extremadamente brillante, el cielo es de color amarillo anaranjado y hay violentos fenómenos de relámpagos y violentas turbulencias en la atmósfera.

El 30 de octubre de 1981, el 11 de enero, Venus 13 y Venus 14 ascendieron al cielo respectivamente. Su módulo de aterrizaje llevó equipos de perforación automatizados a las profundidades de la superficie de Venus para recolectar muestras de rocas. Las investigaciones muestran que las estructuras geológicas de Venus todavía están muy activas y que el magma de Venus contiene agua. Por las fotos enviadas por los dos, sabemos que el cielo de Venus es naranja y los objetos en la superficie también son naranjas.

La temperatura de la zona de aterrizaje de "Venus 13" es de 457°C, mientras que el lugar de aterrizaje de "Venus 14" es relativamente plano, una meseta de color marrón rojizo, con el suelo cubierto de grava marrón y capas de roca dura con distintas capas. La presión del aire en la zona de aterrizaje de Venus 13 es de 89 atmósferas; en la zona de aterrizaje de Venus 14 es de 94 atmósferas, equivalente a la presión a una profundidad de 900 metros en los océanos de la Tierra. Hay una capa de gas de ácido sulfúrico similar a una niebla entre 30 y 45 kilómetros del suelo. Esta niebla de ácido sulfúrico tiene unos 25 kilómetros de espesor y es extremadamente corrosiva. La detección muestra que hay una corriente en chorro de este a oeste en el ecuador de Venus, ¡con una velocidad máxima del viento de 110 metros por segundo! La atmósfera de Venus está compuesta en un 97% de dióxido de carbono, con pequeñas cantidades de nitrógeno, argón, monóxido de carbono y vapor de agua. La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono y actúa como un escudo invernadero. Solo permite que entre el calor de la luz solar y evita que escape, formando así un ambiente de alta temperatura y alta presión en la superficie de Venus.