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O avanço na ciência consegue-se sobrepondo tijolo após tijolo, e não erigindo subitamente palácios fantásticos.
- J. S. Huxley
Os astrónomos referem-se a Vénus 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. Vénus 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.
Vénus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma 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 Vénus mais quente que Mercúrio.
Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vénus gira de leste para oeste. Para um observador em Vénus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.
Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vénus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da 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 Vénus 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 Vénus se revelou.
A superfície de Vénus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 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 actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vénus. 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 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à 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.
Vénus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vénus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, 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 quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.
Foram encontradas, em Vénus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.
| Animações de Vénus |
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| Vistas de Vénus |
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Imagem de Vénus pela Mariner 10
Esta bonita imagem de Vénus 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 Vénus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vénus pela Galileo
Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vénus. Apenas se observa a sua camada de nuvens.
(Copyright Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vénus pelo Hubble
Esta é uma imagem de Vénus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, quando Vénus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilómetros 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 astrónomos 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)
Vénus
Esta é uma vista global da superfície de Vénus, 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 Vénus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vénus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vénus 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 Vénus. 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 Vénus
A vista hemisférica de Vénus, 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 quilómetros. 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 Vénus
Mapa Venusiano
Mapa Topográfico Venusiano
Topografia Venusiana
Mapa Cilíndrico de Vénus
Gula Mons e Cratera Cunitz
Eistla Regio - Vale em Fenda
Eistla Regio
Planalto Lakshmi
Imagem Tridimensional, em Prespectiva, de Alpha Regio
Arachnoids
Linhas Paralelas
Fotografias da Superfície pelas Venera 9 e 10
A Venera 10 (em baixo) tocou a superfície de Vénus 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 zénite durante esse tempo, e a luz era semelhante a um dia de Verão na Terra. Os objectos 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.
| Referências |
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Ford, John P. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993.
Robinson, Cordula. "Magellan Reveals Venus." Astronomy, 32-41, February 1995.
Regresso a Mercúrio
Viagem à Terra
