Planeta Venus?

Question

Porfavor me podrian decir todo lo ke saben acerka de este planeta??

Answer 1

Creo que aquí tienes la información más completa, espero te sea útil.
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor a la diosa romana del amor Venus. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus (ver Calendario maya). El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino.

El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con un tipo de enfermedades, concretamente las de transmisión sexual.

Tabla de contenidos [ocultar]
1 Características orbitales
1.1 Órbita
1.2 Rotación
2 Características físicas
2.1 Atmósfera
2.2 Características de la superficie
3 Observación y exploración de Venus
3.1 Observaciones históricas
3.2 Exploración espacial de Venus
4 Referencias culturales
5 Bibliografía
5.1 Referencias
5.2 Lecturas adicionales
6 Véase también
7 Enlaces externos



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Características orbitales
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Órbita
Aunque todas las órbitas planetarias son elípticas la órbita de Venus es la más parecida a un círculo con una excentricidad inferior a un 1%.

Como Venus está más cerca del Sol que la Tierra siempre aparece visto cerca del Sol siendo la máxima distancia angular entre ambos cuerpos (elongación) vistos desde la Tierra de 47.8º. De este modo desde la Tierra tan solo puede ser visto pocas horas antes del amanecer o poco después del anochecer. En los momentos en los que Venus es más brillante puede sin embargo ser visto incluso de día siendo uno de los dos únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (siendo el otro la Luna). Venus es llamado en ocasiones la estrella de la mañana o el lucero del alba.

El ciclo entre dos elongaciones máximas dura 584 días. Después de esos 584 días Venus aparece en una posición a 72º de la elongación anterior. Dado que hay 5 periodos de 72º en una circunferencia Venus regresa al mismo punto del cielo cada 8 años (menos dos días correspondientes a los años bisiestos). Este periodo se conocía como el ciclo Sothis en el Antiguo Egipto.

En la conjunción inferior, Venus puede aproximarse a la Tierra más que ningún otro planeta. El 16 de diciembre de 1850 Venus alcanzó una distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800 con un valor de 39.514.827 kilómetros (0.26413854 UA). Ésta será la aproximación más cercana a la Tierra hasta el año 2101 cuando Venus alcanzará una distancia de 39.541.578 kilómetros (0.26431736 UA)

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Rotación
Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano). No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este con un ciclo día noche de 116.75 días y un año venusiano de 1.92 días venusianos. Además de la rotación retrógrada los periodos de rotación de Venus y orbital están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.

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Características físicas
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Atmósfera
Venus posee una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). La enorme cantidad de CO2 de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460ºC en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente aún que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste y recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m² en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venéreo, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6.5km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja la mayoría de la luz del Sol al espacio y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO2 en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.

Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo, los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45ºC. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus, es de 464ºC. El nivel mínimo de temperatura que se encuentra en la tabla de la derecha se refiere al borde superior de las nubes. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400ºC.

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Características de la superficie
Artículo principal: Geología de Venus

Imagen obtenida por radar de la superficie de Venus, centrada en la longitud 180º EsteVenus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores. (Plutón y Urano también tienen una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86º, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce porqué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un gran asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.

Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra, y contiene la mayor montaña de Venus (Aproximadamente dos kilómetros más alta que el Monte Everest), llamada Monte Maxwell en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.

La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro.

Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico.

El interior del planeta Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.

El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del Sistema Solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de «dinamo interno» de hierro líquido. Como resultado de esto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado. Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra, pero que al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono). A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones.

Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado Neith, llamado así por la diosa Sais de Egipto (cuyo velo ningún mortal podía levantar). Fue aparentemente observado por primera vez por Giovanni Cassini en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte estrellas tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite.

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Observación y exploración de Venus
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Observaciones históricas

Tránsito de Venus del 8 de junio de 2004Venus es el astro más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 adC, es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jīn-xīng» (金星), el planeta del elemento metal.

Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Posiblemente se le dio más importancia incluso que al Sol. Los mayas estudiaron los movimientos de Venus atentamente. Pensaron que las posiciones de Venus y otros planetas tenían influencia sobre la vida en la Tierra, por lo que los mayas y otras culturas precolombinas programaron sus guerras y otros eventos importantes basándose en sus observaciones. En el códice Dresde, los mayas incluyeron un almanaque en el que mostraban el ciclo completo de Venus, en cinco grupos de 584 días cada uno (aproximadamente ocho años), después de los cuales se repetía el esquema (Venus da trece vueltas alrededor del Sol prácticamente en el mismo tiempo que la Tierra tarda en dar ocho).

Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron «Hesperus» cuando aparecía en el cielo del oeste al atardecer y «Phosphorus» cuando aparecía en el cielo del este al amanecer. Fue Pitágoras quien primero teorizó sobre que ambos objetos eran el mismo planeta. En el siglo IV adC, Heráclides Póntico propuso que tanto Venus como Mercurio orbitaban el Sol en lugar de orbitar la Tierra. El nombre de Venus procede de la diosa romana del amor y la belleza.


Fases de Venus observadas desde la Tierra.Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra podemos distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las que podemos ver de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida visión heliocéntrica del Sistema Solar de Copérnico. También anotó los cambios en el tamaño del diámetro visible de Venus en sus diferentes fases, sugiriendo que éste se encontraba más lejos de la Tierra cuando estaba lleno y más cercano cuando se encontraba en fase creciente. Estas observaciones proporcionaron una sólida base al modelo heliocéntrico.

Venus es más brillante cuando el 25% de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino). Su mayor elongación y altura sobre el horizonte se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior.


Venus en plena luz del día a las 5 PM - Diciembre 2005En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando Venus se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo ese encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de nuestros hemisferios se puede ver en los dos momentos. Esta oportunidad se presentó recientemente para los observadores del hemisferio Norte durante unos días sobre el 29 de marzo de 2001, y lo mismo sucedió en el hemisferio Sur el 19 de agosto de 1999. Estos eventos de repiten cada ocho años conforme al ciclo sinódico del planeta.

Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mijaíl Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos sólo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo éstos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos son los de 2004 y 2012.

En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio). Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. La casi resonancia entre su rotación y la mayor aproximación a la Tierra ayudó a crear esta impresión, ya que Venus siempre parece dar la misma cara cuando se encuentra en la mejor posición para ser observado. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía Jodrell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964.

Antes de las observaciones de radio de los años sesenta, muchos creían que Venus contenía un entorno como el de la Tierra. Esto era debido al tamaño del planeta y su radio orbital, que sugerían claramente una situación parecida a la de la Tierra, así como por la gruesa capa de nubes que impedían ver la superficie. Entre las especulaciones sobre Venus estaban las de que éste tenía un entorno selvático o que poseía océanos de petróleo o de agua carbonatada. Sin embargo, las observaciones mediante microondas en 1956 por C. Mayer et al, indicaban una alta temperatura de la superficie (600 K). Extrañamente, las observaciones hechas por A.D. Kuzmin en la banda milimétrica indicaban temperaturas mucho más bajas. Dos teorías en competición explicaban el inusual espectro de radio: una de ellas sugería que las altas temperaturas se originaban en la ionosfera y la otra sugería una superficie caliente.

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Exploración espacial de Venus
Artículo principal: Exploración espacial de Venus
La órbita de Venus es un 28 por ciento más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave. Por otro lado, la atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables y complicadas que en el caso de Marte.

La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones, densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95% de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner 5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas). El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados centígrados. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie.


La multisonda Pioneer con su orbitador principal y las tres sondas atmosféricas.La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de radar de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos.

En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer a Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda Pioneer Venus consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna de las sondas sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie. El vehículo orbitador de la Pioneer Venus fue insertado en una órbita elíptica alrededor de Venus el 4 de diciembre de 1978. Transportaba 17 experimentos y funcionó hasta agotar su combustible de maniobra, momento en el que perdió su orientación. En agosto de 1992 entró en la atmósfera de Venus y fue destruida.

La exploración espacial de Venus permaneció muy activa durante finales de los 70 y los primeros años de la década de los 80. Se comenzó a conocer en detalle la geología de la superficie de Venus, y se descubrieron volcanes ocultos inusualmente masivos denominados como «coronae» y «arachnoids». Venus no presenta evidencias de placas tectónicas, a menos que todo el tercio norte del planeta forme parte de una sola placa. Las dos capas superiores de nubes resultaron estar compuestas de gotas de ácido sulfúrico, aunque la capa inferior está compuesta probablemente por una solución de ácido fosfórico. Las misiones Vega desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y convección de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caídas de uno a tres kilómetros de las sondas.


Imagen de la superficie de Venus obtenida por radar el 28 de enero de 1998 por la sonda Magallanes.El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98% del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta. Desde entonces, varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter y la Cassini-Huygens a Saturno (con dos sobrevuelos).

La Agencia Espacial Europea está preparando una misión llamada Venus Express que estudiará la atmósfera y las características de la superficie de Venus desde la órbita. La misión será lanzada en noviembre (originalmente se iba a lanzar en octubre) del 2005 y se espera que obtenga información durante 2 días venusinos (unos 500 días terrestres). La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) planea también una misión a Venus entre los años 2008 y 2009.

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Referencias culturales
El planeta Venus ha inspirado numerosas referencias religiosas y astrológicas en las civilizaciones antiguas. La inspiración mitológica de Venus se extiende también a obras de ficción como:

El Silmarillion, de J.R.R. Tolkien, base mitológica de El Señor de los Anillos, Eärendil porta en su frente uno de los tres Silmarils, y viaja con su barca por el cielo por mandato de Manwë para ser la luz de la esperanza para los hombres, dando de este modo una explicación mitológica a Venus.
En tiempos más modernos la ausencia de detalles observables en su superficie era interpretadas desde finales del siglo XIX como evidencia de grandes nubes que ocultaban un mundo rico en agua en el que se especulaba la presencia de vida extraterrestre siendo un mundo utilizado frecuentemente en las historias de ciencia ficción de los años 20 a 50. Algunas obras más recientes que tratan de manera más realista el planeta son:

El autor de ciencia-ficción Paul Preuss escribió en su serie Venus Prime sobre la hipótesis de un Venus habitable hace mil millones de años, que dejó de serlo a causa del vapor de agua inducido en su atmósfera por el bombardeo cometario, que produjo una reacción en cadena de efecto invernadero. Esta hipótesis se puede encontrar en el sexto libro de la serie, traducido en español como Los seres luminosos.
En 3001, Arthur C. Clarke sitúa a un grupo pionero de científicos en la superficie de Venus, resguardados bajo tierra, mientras cometas procedentes del cinturón de Kuiper son arrastrados a una órbita de colisión con el planeta para aumentar su aporte de agua y reducir la temperatura

Answer 2

Buen día: Mira, Venus tiene nubes, razón por l. a. cual an elementary vista no puedes ver el relieve. Así que solo tienes que pintarlo de un solo shade. Quizá un marrón bajo o un shade carne tenue. De hecho Venus no destaca en colores. El que destaca en colores es Júpiter por su atmósfera. Pero de cualquier modo, comprar una bola de unicel y píntala de los colores mencionados anteriormente. Saludos cordiales y espero haber ayudado.

Answer 3

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor a la diosa romana del amor Venus. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus (ver Calendario maya). El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino.

El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con un tipo de enfermedades, concretamente las de transmisión sexual.

esto a grandez rasgos hechale un ojo a wikipedia, esta muy completa la descripcion

Answer 4

ES UN HERMOSO PLANETA, PERFECTAMENTE HABITADO.

Answer 5

Venus es el segundo planeta del sistema olar en orden de distancia desde el Sol.

Answer 6

Segundo planeta más cercano al Sol, de tamaño similar al de la tierra, rota en sentido inverso al resto de los planetas. Su atmosfera es muy calente y corrosiva compuesta principalmente de nuves ácido sulfurico.

Answer 7

Mira esta pgina aqui esta todo sobre el tema , no te lo aconsejo para vivir ....http://www.solarviews.com/span/venus.htm

Answer 8

Lo que se es que le segundo planeta del sistema solar, alcanza temperaturas demasiado extremas (tanto frias como caliente)y que puede verse en el atardecer

Answer 9

Venus
Es el segundo planeta del Sistema Solar y el más semejante a La Tierra por su tamaño, masa, densidad y volumen. Los dos se formaron en la misma época, a partir de la misma nebulosa.
Sin embargo, es diferente de la Tierra. No tiene océanos y su densa atmósfera provoca un efecto invernadero que eleva la temperatura hasta los 480 ºC. Es abrasador.

Los primeros astrónomos pensaban que Venus eran dos cuerpos diferentes porque, unas veces se ve un poco antes de salir el Sol y, otras, justo después de la puesta.

Venus gira sobre su eje muy lentamente y en sentido contrario al de los otros planetas. El Sol sale por el oeste y se pone por el este, al revés de lo que ocurre en La Tierra. Además, el día en Venus dura más que el año.

La superficie de Venus es relativamente joven, entre 300 y 500 millones de años. Tiene amplísimas llanuras, atravesadas por enormes rios de lava, y algunas montañas.
Venus tiene muchos volcanes. El 85% del planeta está cubierto por roca volcánica. La lava ha creado surcos, algunos muy largos. Hay uno de 7.000 km.

En Venus también hay cráteres de los impactos de los meteoritos. Sólo de los grandes, porque los pequeños se deshacen en la espesa atmósfera.

Las fotos muestran el terreno brillante, como si estuviera mojado. Pero Venus no puede tener agua líquida, a causa de la elevada temperatura. El brillo lo provocan compuestos metálicos.



Datos sobre Venus La Tierra
Tamaño: radio ecuatorial 6.052 km. 6.378 km.
Distancia media al Sol 108.200.000 km. 149.600.000 km.
Dia: periodo de rotación sobre el eje -243 días 23,93 horas
Año: órbita alrededor del Sol 224,7 días 365,256 días
Temperatura media superficial 482 º C 15 º C
Gravedad superficial en el ecuador 8,87 m/s2 9,78 m/s2

Ampliar estas imágenes
del planeta Venus



En marzo de 1982, la nave Venera 13 resistió durante dos horas, enviando imágenes como ésta.
En la parte inferior derecha se ve un trozo de la nave sobre el planeta Venus.



Venus (planeta)
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Venus

Símbolo ♀
Características orbitales
Dist. media del Sol 0,72333199 UA
Dist. media del Sol 108.208.930 km
Excentricidad 0,00677323
Período orbital (sideral) 224,701 días
Período orbital (sinódico) 583,92 días
Velocidad orbital media 35,0214 Km/s
Inclinación 3,39471°
Número de satélites 0
Características físicas
Diámetro ecuatorial 12.103,6 km
Área superficial 4,60 × 108 km²
Masa 4,869 × 1024 kg
Densidad media 5,24 g/cm³
Gravedad superficial 8,87 m/s²
Período de rotación -243,0187 días
(movimiento retrógrado)
Inclinación axial 2,64°
Albedo 0,65
Velocidad de escape 10,36 km/s
Temperatura superficial mín.* media máx.
228 K 737 K 773 K

(*temp. mín. referente a la temperatura sobre nubes)
Características atmosféricas
Presión atmosférica 9321,9 Pa
Dióxido de carbono 96%
Nitrógeno 3%
Dióxido de azufre 0,015%
Vapor de Agua 0,002%
Monóxido de carbono 0,0017%
Argón 0,007%
Helio 0,0012%
Neón 0,0007%
Sulfuro de carbono
Cloruro de hidrógeno
Fluoruro de hidrógeno Trazas

Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor a la diosa romana del amor Venus. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus (ver Calendario maya). El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino.

El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con un tipo de enfermedades, concretamente las de transmisión sexual.