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Venus - Resumo

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Vénus, o segundo planeta a contar do Sol, descreve uma órbita quase circular (a menos excêntrica do Sistema Solar) em 225 dias. O seu movimento de rotação já é mais estranho... o planeta gira sobre o seu eixo em 243 dias, e no sentido retrógrado (ao contrário de todos os outros planetas)! Um observador localizado na superfície veria o Sol nascer a Oeste e pôr-se a Este. A composição destes dois movimentos faz com que dia e noite durem 58 dias terrestres. No entanto, por causa da espessa atmosfera, o nosso observador nunca conseguiria ver o Sol.

Previsão para amanhã: céu
muito nublado!

Apesar de ser muito parecido com a Terra em dimensão e massa, a observação tem revelado que poucas mais semelhanças terá com o nosso planeta.

O planeta encontra-se coberto por uma espessa camada de nuvens que retêm o calor da superficie, gerando assim um fenomenal efeito de estufa responsável pelas elevadas temperatura (suficiente para fundir chumbo) e pressão atmosférica (à superfície é equivalente à pressão a 900 metros de profundidade num oceano terrestre). Estas nuvens reflectem uma grande parte da luz solar, fazendo com que Vénus seja habitualmente o planeta mais brilhante no céu terrestre.

A atmosfera é constituida principalmente por dióxido de carbono e gotículas de ácido sulfúrico, o que, conjugado com a temperatura superior a 450 graus (maior até que em Mercúrio) e a pressão atmosférica (90 vezes a terrestre), explica porque as sondas enviadas a Vénus sobreviveram apenas algumas horas.

Porque é Vénus tão quente? Os 40 000 000 km que está mais perto do Sol que a Terra fizeram com que a água se perdesse para o espaço, enquanto os vulcões despejavam dióxido de carbono para a atmosfera. Este gás, que constitui 96% da atmosfera de Vénus, é responsável pelo efeito de estufa que aqueceu o planeta. A sua superfície está coberta por nuvens de ácido sulfúrico, que nos impedem a visão; no entanto, é possível observar detalhes da superfície do planeta através do radar (sonda Magalhães).

Imagem obtida por radar

A densidade e composição química de Vénus não diferem muito da Terra. A superfície, de formação recente (300 a 500 milhões de anos), mostra sinais de vulcanismo, impactos, e deformações da crosta. Apesar de não haver evidência directa da existência de vulcões activos, algumas variações da quantidade de dióxido de enxofre na atmosfera podem ser indícios da sua presença.

Apesar de não haver chuva, oceanos ou ventos fortes à superficie, são visíveis alguns sinais de erosão, como dunas de areia. A densa atmosfera consome os meteoros menores impossibilitando assim a sua queda na superfície, de modo que o planeta não apresenta crateras menores que 2 Km de diâmetro.

Muita da superfície de Vénus está coberta por antigas enchentes de lava. No Norte, uma região elevada de nome Ishtar Terra é uma bacia preenchida com lava, de dimensão comparável à América do Norte. Próximo do Equador, o planalto Aphrodite Terra estende-se por cerca de 10.000 Km. Fluxos de lava também criaram alguns canais sinuosos com centenas de quilómetros de comprimento.

Conhecem-se mais de 100.000 vulcões de "escudo" (de forma achatada), algumas centenas de vulcões maiores e caldeiras gigantes (depressões em forma de bacia, provocadas pelo abatimento da parte central de um vulcão) com mais de 100 Km de diâmetro.

O interior de Vénus é provavelmente muito semelhante ao da Terra, contendo um núcleo rico em ferro com cerca de 3.000 Km de raio e um manto de rocha fundida que constitui a maior parte do planeta.

Vénus não possui satélites naturais, nem um campo magnético próprio.

Como a órbita de Vénus é interior à da Terra, este planeta aparece-nos com fases, tal como a Lua. Na sua posição mais próxima da Terra, o lado que se encontra virado para nós é o nocturno (Vénus nova); na posição mais distante, por detrás do Sol e impossível de observar da Terra, estaria cheia.

As fases de Vénus


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