Venus,
la joya del cielo, fue conocida antaño por los astrónomos
por el nombre de estrella de la mañana y estrella de la tarde.
Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad
dos cuerpos separados. Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y
la belleza, está oculto por una gruesa cubierta turbulenta de nubes.
Los astrónomos se refieren a venus como el planeta hermano de la Tierra.
Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron
más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma
nebulosa.
Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han
encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de
la Tierra. No tiene oceános y está rodeado por una pesada
atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono
con casi nada de vapor de agua.
Sus nubes estan compuestas por gotas de
ácido sulfúrico.
En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces
mayor que la presión en la Tierra a nivel del mar.
Venus es abrasador con una temperatura en la superficie de unos
482° C (900° F).
Esta alta temperatura es debida básicamente a un aplastante
efecto invernadero causado
por la pesada atmósfera y el dióxido de carbono.
La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la
supercicie del planeta. El calor es radiado de nuevo hacia
el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no
puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más
caliente que Mercurio.
Un día Venusiamo tiene 243 días terrestres y es más
largo que su año de 225 días. De una forma extraña,
Venus rota del este hacia el oeste. Para un observador en Venus,
el Sol se levantaría por el oeste para ponerse por el este
Hasta hace muy poco, la densa cubierta nubosa de Venus había
impedido a los investigadores descubrir la naturaleza geológica
de su superficie. Los últimos desarrollos en los telescopios
por radar y los sistemas de formación de imágenes por
radar que orbitan el planeta han hecho posible observar a través
de las nubes la superficie. Cuatro de las misiones más
exitosas en el descubrimiento de la superficie Venusiana han sido
la misión Pioneer de la NASA (1978), las missiones Venera 15 y
16 (1983-1984) de la Unión Soviética y la Misión
Magallanes de la NASA (1990-1994) para la creación por radar
de un mapa de la superficie de Venus. A medida que estas naves
espaciales han empezado a levantar el mapa del planeta ha surgido
una nueva imagen de Venus.
La superficie de Venus es relativamente joven, geológicamente
hablando. Parece haber sido reconstruida completamente hace unos
300-500 millones de años. Los investigadores debaten ahora
cómo y por qué ocurrió esto. La topografía
Venusiana está compuesta por vastas llanuras cubiertas por ríos
de lava y montañas o mesetas deformadas por la actividad geológica.
El Monte Maxwell en la Tierra de Ishtar es el punto más alto
de Venus. Las mesetas de la Tierra de Afrodita se extienden a lo largo de
casi la mitad del ecuador. Las imágenes de la sonda Magallanes
de las mesetas tomadas desde una altura de 2.5 kilómetros
(1.5 millas) son inusualmente brillantes, lo que es propio de suelos
húmedos. Sin embargo, el agua líquida no existe en la
superficie y por lo tanto no puede ser la causa del brillo de las mesetas.
Una teoría sugiere que este material brillante podría estar
constituido por compuestos metálicos. Diversos estudios muestran
que el material podría ser pirita de hierro (también
conocida por el nombre de "oro de los tontos").
Es inestable en las tierras bajas pero sería estable en las
mesetas. El material podría ser también algún tipo
de material exótico que produciría los mismos resultados
pero en concentraciones menores.
Venus está surcado por numerosos
cráteres de impacto
distribuidos aleatoriamente sobre su superficie. Los cráteres con menos de 2
kilómetros (1.2 millas) no existen apenas debido a la pesada
atmósfera de Venus.
La excepción se produce cuando los meteoritos grandes se fracturan justo
antes del impacto, dando lugar a las
agrupaciones de cráteres.
Los volcanes y los fenómenos volcánicos son tdavía
más numerosos. Al menos el 85% de la superficie de Venus esta
cubierta por roca volcánica. Grandes ríos de lava,
que se prolongan durante cientos de kilómetros, han cubierto
las tierras bajas creando vastas llanuras. Más de 100,000
pequeños escudos volcánicos puntean la superficie
junto con cientos de grandes volcanes. Los ríos procedentes
de los volcanes han producido largos canales sinuosos que se prolongan
por cientos de kilómetros, destacando uno con casi
7,000 kilómetros (4,300 millas) de longitud.
Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas
calderas con más de
100 kilómetros (62 millas) de diámetro. Las calderas
terrestres suelen tener normalmente sólo unos pocos
kilómetros de diámetro.
Algunos fenómenos únicos en Venus incluyen las
coronas y los aracnoides. Las coronas son grandes fenómenos
circulares u ovales, rodeados por acantilados y con cientos de
kilómetros de envergadura.
Se piensa que son el reflejo en superficie de los afloramientos del
manto. Los aracnoides son fenómenos alargados similares a las
coronas. Podrían haber sido causados por la roca fundida que se
filtra a través de las fracturas y da lugar a sistemas radiales
de fracturas y diques.
Imagen de Venus desde el Hubble
Esta es una imagen bajo luz ultravioleta del planeta Venus tomada
desde el Telescopio Espacial Hubble, el 24 de Enero de 1995.
Venus se encontraba a una distancia de 113.6 millones de
kilómetros de la Tierra.
Con longitudes de onda próximas a la luz ultravioleta se aprecian
los patrones de nubes. En particular, se puede observar una formación
nubosa cerca del ecuador que se parece a una "Y" horizontal
Las regiones polares son brillantes, lo que indica la posible presencia
de una bruma de pequeñas partículas superpuestas a las
nubes principales. Las regiones oscuras señalan la presencia
de dióxidos de azufre cercanos a las cimas de las nubes.
Gracias a las misiones previas, los astrónomos saben que tales
formaciones se desplazan de este a oeste a lo largo de los vientos
dominantes de Venus, para hacer un circuito completo alrededor del
planeta en cuatro días.
(Créditos: L. Esposito, Universidad de Colorado, Boulder, y NASA)
Venus
Esta es una vista global de la superficie de Venus centrada en los
180° de latitud este. Se ha empleado un color simulado para resaltar
las estructuras de pequeña escala.
(Cortesía NASA/JPL)
Cinco Vistas Globales
En estas cinco imágenes se muestra la tolidad de la superficie
de Venus. La imagen central (A) esta centrada en el polo norte de Venus.
Las otras cuatro imágenes están centradas en puntos del
ecuadro a (B) 0° de longitud, (C) 90° longitud este, (D)
180 ° y (E) 270° de longitud este.
La región brillante cerca del centro de la vista polar es el
Monte Maxwell, la montaña más alta de Venus. La
región Ovda esta en el centro de la vista (C). La región
Atla se puede observar de manera prominente en la vista (D).
(Cortesía NASA/JPL)
Vistas Hemisféricas de Venus
Esta es una vista hemisférica de Venus, tal como se ha
obtenido tras una década de investigaciones con el radar, que
han culminado con la misión Magallanes (1990-1994).
Está centrada en los 0° de longitud este.
La resolución efectiva de este imagen es de
aproximadamente 3 kilómetros. Ha sido procesada para mejorar el
contraste y resaltar los pequeños detalles, se han empleado
códigos de color para indicar la elevación.
(Cortesía NASA/USGS)
Mapa Topográfico de Venus
Esta es otra proyección Mercator de la topografía venusiana.
El mapa se extiende desde los -66.5 hasta los 66.5 grados en latitud y
comienza en los 240 grados de longitud.
(Cortesía A.Tayfun Oner)
Topografía Venusiana
Esta imagen es una proyección Mercator de la topografía
venusiana. Las regiones de las mesetas como la Tierra de Ishtar, la
Tierra de Afrodita, la Región Alfa y la Región Beta
se presentan en color amarillo y naranja. Las regiones situadas
en las zonas bajas se presentan en color azul.
(Cortesía NASA/JPL)
Mapa Cilíndrico de Venus
En este sencilo mapa cilíndrico se muestra la superficie del planeta
Venus. Los bordes derecho e izquierdo de la imagen corresponden a 240°
de longitud este. Los bordes superior y inferior están a 90°
de latitud norte y 90° de latitud sur respectivamente.
La región brillante situada arriba, a la izquierda del centro es
el Monte Maxwell, la montaña más alta de Venus.
La Tierra de Afrodita, una extensa región de la meseta, se extiende
a lo largo del ecuador hacia la derecha del centro.
Las marcas oscuras esparcidas por toda la imagen son halos que rodean
algunos de los cráteres de impacto recientes. Este conjunto global
de datos revela un conjunto de cráteres consistente con
la edad media de la superficie de Venus de 300-500 millones de años.
(Cortesía NASA/JPL)
El Monte Gula y el Cráter Cunitz
Una porción de la Región Eistla Occidental se puede observar
en este perspectiva tridimensional de la superficie de Venus.
El punto de vista está localizado a 1,310 kilómetros
(812 millas) al suroeste del Monte Gula a una elevación
de 0.78 kilómetros (0.48 millas). La vista está
dirigida hacia el noreste con el Monte Gula apareciendo en el
horizonte.
El Monte Gula es un volcan de 3 kilómetros (1.86 millas)
de altitud, está situado a 22° de latitud norte,
359° de longitud este. El cráter de impacto
Cunitz, que recibe su nombre de la matemática y
astrónoma María Cunitz, es visible en el centro
de la imagen. El cráter tiene un diámetro de
48.5 kilómetros (30 millas) y está a unos
215 kilómetros (133 millas) de la posición del
observador.
(Cortesía NASA/JPL)
La Región Eistla - El Rift
En esta perspectiva tridimensional de la superficies de Venus
se presenta una proción de la Región Eistla Occidental.
El punto de vista está situado a 725 kilómetros (450 millas)
al sureste del Monta Gula.
El rift, mostrado en primer plano,
se extiende hasta la base del Monta Gula, un volcán de 3
kilómetros (1.86 millas) de altura.
Esta vista está dirigida hacia el noroeste con el Monta Gula
apereciendo a la derecha sobre el horizonte.
EL monte Sif, un volcán con un diámetro de
300 kilómetros (180 millas) y una altura de 2
kilómetros (1.2 millas) aparece en segundo plano a
la izquierda del Monte Gula.
(Cortesía NASA/JPL)
La Región Eistla
En esta perspectiva tridimensional de la superficie de Venus
se presenta una porción de la Región Eistla Occidental.
El punto de vista está situado a 1,100 kilómetros
(682 millas) al noreste del Monta Gula a una elevación de 7.5
kilómetros (4.6 millas). Los ríos de lava se extienden
durante cientos de kilómetros a lo largo de las fracturadas
llanuras que se observan en primer plano hasta la base del Monta Gula.
Esta vista está dirigda hacia el suroeste con el Monte Gula hacia
la izquierda justa debajo del horizonate. El Monte Sif aparece a la derecha
del Monte Gula. La distancia desde el Monte Sif al Monta Gula es de unos
730 kilómetros (453 millas).
(Cortesía NASA/JPL)
Lakshmi Planum
En esta perspectiva tridimensional se muestran la zona occidental de la
Tierra de Ishtar, en concreto la cubeta y la zona escarpada meridional.
La Tierra de Ishtar Occidental es aproximadamente del tamaño de
Australia y es un objetivo fundamental de las investigaciones de la sonda
Magallanes
Las tierras altas están centradas en una meseta cuya altura
varía entre los 2.5 km (1.5 millas) a los 4 km (2.5 millas) de altura
denominada Llano de Lakshmi
y que puede ser vista en la distancia hacia la derecha. Aquí la
superficie de la meseta se precipita en la tierras bajas circundantes,
con pendientes que superan el 5% sobre 50 km (30 millas).
(Cortesía NASA/JPL)
Región Alpha
Estas imágenes muestran la Región Alpha.
El terreno brillante con marcas lineales es una serie
de valles, cordilleras y fallas
que están orientadas en muchas direcciones.
La longitud de estos fenómenos varía generalmente
entre los 10 kilómetros (6.3 millas) hasta los 50
kilómetros (31.3 millas). La elevación topográfica
dentro de la región Alpha oscila en un rango de 4 kilómetros
(2.5 millas). Los mínimos locales topográficos,
cuyos contornos están controlados generalmente por estructuras
dentro de la región central, son relativamente oscuros al
radar y están llenos de lava volcánica. Las fuentes
de este volcanismo aparece como puntos brillantes dentro de las
unidades planas.
(Cortesía NASA/JPL)
Aracnoides
Los aracnoides son uno de los fenómenos más destacables
que se encuentran sobre Venus. Se observan en estas llanuras oscuras
al radar que se recogen en estos mosaicos de imágenes obtenidas
por la sonda Magallanes de la Región Fortuna.
Como su nombre sugiere, los aracnoides presentan una forma de circular
a ovoide con anillos concéntricos y una compleja red de fracturas
que se extiende hacia el exterior
El tamaño de los aracnoides varía desde los 50 kilómetros
(29.9 millas) aproximadamente hasta los 230 kilómetros (137.7 millas).
Los aracnoides tienen una forma similar a las coronas pero son más
pequeños que aquellas (estructuras circulares de origen volcánico
rodeadas por un conjunto de valles y montañas así como líneas
radiales). Una teoría sobre su origen es que son los precursores
de la formación de las coronas. Las líneas brillantes al radar
que se extienden durante muchos kilómetros podrían ser el
resultado del afloramiento del magna desde el interior del planeta lo
que empujaría la superficie, formando "fracturas".
Los ríos de lava brillantes al radar están presentes en
la primera y tercera de las imágenes, e indican también
la presencia de actividad volcánica en esta zona. Algunas
de las fracturas cortan estos ríos, indicando que los ríos
son anteriores al proceso de fracturación. Este tipo de relación
entre distintos fenómenos sirve como evidencia a la hora de establecer
la edad relativa de los distintos procesos.
En la actualidad, los aracnoides se encuentran sólo en Venus y
pueden ser estudiados con más detalle gracias a las imágenes
de alta resolución (120 metros/0.07 millas) obtenidas por el radar
del Magallanes.
(Cortesía NASA/JPL)
Líneas Paralelas
Dos grupos de marcas paralelas se intersectan casi en ángulo recto
en esta imagen. La regularidad de este terreno ha motivado que los
investigadores le asignen el apodo de papel de dibujo.
La alineaciones más difusas están separadas entre si
aproximadamente 1 kilómetro (0.6 millas) y se extienden hasta
más allá de los límites de la imagen.
Las alineaciones predominantes, más brillantes, son menos
regulares y parece frecuentemente que empiezan y terminan en las
intersecciones con las alineaciones más borrosas.
No está claro todavía sin estos dos conjuntos de alineaciones
representan fallas o fracturas, pero en las áreas fuera de la
imagen, las alineaciones brillantes están asociadas con los
conos de los volcanes y otros fenómenos volcánicos.
(Cortesía Calvin J. Hamilton)
Fotografías de la Superficie desde las naves Venera 9 y 10
Las naves espaciales soviéticas Venera 9 y 10 fueron lanzadas el 8 y 14
de Junio de 1975, respectivamente, para realizar algo sin precedentes: colocar
sobre la superficie de Venus sendos módulos que devolviesen
imágenes de esta. El Módulo de aterrizaje de la nave Venera 9
(arriba) tocó la superficie de Venus el 22 de Octubre de 1975 a las 5:13
UT, a unos 32° S, 291° E con el Sol casi en el zenit. Operó
durante 53 minutos, lo que sólo permitió la devolución de
una imagen. Venera 9 tomó tierra en una ladera inclinada unos 30 grados
respecto a la horizontal. El objeto blanco en la parte inferior de la imagen es
parte del módulo. La distorsión está causada por el
sistema óptico de la nave. Varias rocas angulares y parcialmente
erosionadas por el clima, de unos 30 a 40 cm de sección, dominan
el paisaje, muchas de ellas cubiertas por el suelo. El horizonta es visible
en la superior izquierda y derecha de la imagen.
El Módulo de aterrizaje de la nave Venera 10 (abajo)
tocó la superficie de Venus el 25 de Octubre de 1975 a las
5:17 UT, a unos 16° N, 291° E. El módulo estaba
inclinado unos 8 grados. Devolvió esta imagen durante los
65 minutos de operación sobre la superficie. El Sol estaba
casi en el zenit durante todo est tiempo, y la luz era similar a la
de la Tierra en un día nublado de verano. Los objetos en la
parte inferior de la imagen son partes de la nave espacial.
La imagen muestra planchas rocosas planas, parcialmente cubiertas por
material de grano fino, de una forma muy parecida a los regiones
volcánicas de la Tierra. La roca que se extiende en la parte
delantera tiene unos 2 metros de sección.
Fotografías en color de la Superficie desde la nave Venera 13
El 1 de Marzo de 1982 el módulo Venera 13 tocó la superficie
de Venus a unos 7.5° S, 303° E, al este de Phoebe Regio.
Era la primera misión Venera que incluía una cámara de
TV en color. La nave sobrevivió durante 2 horas y 7 minutos, tiempo
suficiente para obtener 14 imágenes. Esta panorama en color fue
producido utilizando los filtros azul oscuro, verde y rojo y tiene una
resolución de 4 a 5 minutos. Parte de la nave espacial puede
verse en la zona inferior de la imagen. Se pueden ver también
trozos de rocas planas y el suelo. Es difícil de juzgar el color real
de la imagen ya que la atmósfera de Venus filtra la luz azul.
La composición de la superficie es similar a la del basalto terrestre.
En el suelo en la parte más cercana se puede ver la cubierta de
las lentes de la cámara. Esta imagen es la parte izquierda de la
foto realizada por la nave Venera 13.
Imagen de Venus desde Galileo
Imagen de Venus desde el Hubble
Venus
Cinco Vistas Globales
Vistas Hemisféricas de Venus
Mapa Venusiano
Mapa Topográfico de Venus
Topografía Venusiana
Mapa Cilíndrico de Venus
El Monte Gula y el Cráter Cunitz
La Región Eistla - El Rift
La Región Eistla
Lakshmi Planum
Región Alpha
Aracnoides
Líneas Paralelas
Fotografías de la Superficie desde las naves Venera 9 y 10
Fotografías en color de la Superficie desde la nave Venera 13
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