Vênus

Advance in science comes by laying brick upon brick, not by sudden erection of fairy palaces.
- J. S. Huxley

## Lista de Conteúdo

- Vênus (Esta Página)
  - Introdução
  - Estatísticas sobre Vênus
  - Animações de Vênus
  - Visões de Vênus
  - Referências
- Crateras de Impacto Venusianas
- Feições Vulcânicas de Vênus
- Missão Magalhães a Vênus
- Cronologia da Exploração de Vênus
- Índice de Imagens e Animações de Vênus

## Recursos Adicionais

- 'A Face de Vênus' Home Page
- Missão JPL Magalhães a Vênus
- Guia Magalhães do Explorador de Vênus
- Guia à Interpretação das Imagens da Magalhães - JPL Publicação 93-24
- Catálogo de Imagens da Magalhães

Vênus, a jóia do céu, era conhecida pelos astrônomos da antiguidade com a estrela d'álva e estrela vespertina. Estes astrônomos pensavam que Vênus era dois corpos distintos. Vênus, assim chamado por causa da deusa Romana do amor e da beleza, é encoberto por grossa camada de nuvens em turbilhões.

Astrônomos referem-se a Vênus com planeta irmão da Terra. Ambos são similares em tamanho, massa, densidade e volume. Ambos formaram-se aproximadamente ao mesmo tempo, e condensaram-se da mesma nebulosa. Entretanto, durante os últimos anos, cientistas descobriram que as similaridades terminam ai. Vênus é muito diferente da Terra. Ele não tem oceanos e é envolto por uma pesada atmosfera composta principalmente de dióxido de carbono, e virtualmente sem vapor d'água. Suas nuvens são compostas de gotículas de ácido sulfúrico. A pressão atmosférica na superfície é 92 vezes maior que a da Terra, ao nível do mar.

Vênus é chamuscado por uma temperatura de cerca de 482° C (900° F) na superfície. Esta alta temperatura é devida especialmente por um fugidio efeito estufa, causado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz solar passa através da atmosfera e aquece a superfície do planeta. O Calor seria radiado para fora, mas é aprisionado pela densa atmosfera e impedido de escapar para o espaço. Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres, e é mais longo que seu ano, de 225 dias. Estranhamente, Vênus gira do leste para o oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria no oeste e pôr-se-ia no leste.

Até recentemente, a densa cobertura de nuvens tem impedido que Vênus revelasse a natureza geológica de sua superfície aos cientistas. O desenvolvimento de telescópios de radar e sistemas de imagem por radar orbitando o planeta tem tornado possível ver a superfíce do planeta através do patamar de nuvens. Quatro das missões mais bem-sucedidas na revelação da superfície Venusiana são a missão Pioneer Vênus da NASA, as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar, da NASA (1990-1994). Assim que estas espaçonaves começaram a mapear o planeta, uma nova imagem de Vênus emergiu.

A superfície de Vênus é relativamente jovem, geologicamente falando. Ela parece ter sido completamente refeita de 300 a 500 milhões de anos atrás. Cientistas debatem como e porque isto ocorreu. A topografia Venusiana consiste-se de vastas planícies cobertas por fluxos de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas pela atividade geológica. O mais alto pico de Vênus é o 'Maxwell Montes', na 'Ishtar Terra'. As montanhas 'Aphrodite Terra' estendem-se por quase metade de todo o equador. Imagens da Magalhães das regiões monhanhosas acima de 2,5 quilômetros (1,5 milhas) são usualmente brilhantes, característico de solo úmido. Entretanto, água líquida não existe na superfície, e não pode ser responsável pelas regiões montanhosas brilhantes. Uma teoria sugere que o material brilhante pode ser composto por complexos metálicos. Estudos têm mostrado que o material pode ser pirita (também conhecida como "ouro dos trouxas"). Ela é instável nas planícies, mas poderia ser estável nas montanhas. O material também poderia ser algum tipo de material exótico que forneceria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vênus é marcado por numerosas crateras de impacto distribuidas aleatoriamente sobre sua superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros (1,2 milhas) são quase inexistentes devido à pesada atmosfera Venusiana. A exceção ocorre quando grandes meteoritos despedaçam-se pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosos. Pelo menos 85% da superfície Venusiana é coberta por rocha vulcânica. Enormes fluxos de lava, que estendem-se por centenas de quilômetros, tem inundado as planícies, criando vastos planos. Mais de 100.000 pequenos vulcões ponteiam a superfície junto com centenas de grandes vulcões. Fluxos vulcânicos tem produzido longos canais sinuosos que estendem-se por centenas de quilômetros, com um deles estendendo-se por 7.000 quilômetros (4.300 milhas).

Gigantes caldeiras, com mais de 100 quilômetros (62 milhas) de diâmetro são encontradas em Vênus. Caldeiras Terrestres usualmente tem alguns poucos quilômetros de diâmetro. Várias características são únicas de Vênus, incluíndo as 'coronae' e 'aracnóides'. Coronae são grandes formações, entre o circular e o oval, cercadas por penhascos, e com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas, similares ao 'coronae'. Elas podem ter sido causadas por rochas fundidas escorrendo pelas fraturas da superfície e produzindo sistemas de diques e fraturas radiais.

Estatísticas sobre Vênus
Massa (kg) | 4,869e+24
Massa (Terra = 1) | 0,81476
Raio equatorial (km) | 6.051,8
Raio equatorial (Terra = 1) | 0,94886
Densidade média (g/cm^3) | 5,25
Distância média do Sol (km) | 108.200.000
Distância média do Sol (Terra = 1) | 0,7233
Período de rotação (dias) | -243,0187
Período Orbital (dias) | 224,701
Velocidade orbital média (km/s) | 35,02
Excentricidade orbital | 0,0068
Inclinação do eixo (graus) | 177,36
Inclinação orbital (graus) | 3,394
Gravidade equatorial na superfície (m/s^2) | 8,87
Velocidade equatorial de escape (km/s) | 10,36
Albedo geométrico visual | 0,65
Magnitude (Vo) | -4,4
Temperatura média na superfície | 482°C
Pressão atmosférica (bar) | 92
Composição atmosférica Dióxido de Carbono Nitrogênio Traços de: Dióxido de enxofre, vapor d'água, monóxido de carbono, argônio, hélio, neônio, cloreto de hidrogênio, e fluoreto de hidrogênio. | 96% 3+%

Animações de Vênus

- Visão artística de Vênus - AVI, 4M.
- Filme sobre Rotação Terra/Vênus - AVI, 1M. (Cortesia NASA/JPL)
- Magalhães - Mapeando o planeta Vênus - AVI, 10M. (Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Atla Regio Ocidental- AVI, 7M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Artemis - AVI, 11M; AVI Grande, 23M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Alpha Regio - AVI, 8M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
- Vôo sobre Eistla Regio Ocidental - AVI, 3.3M; AVI, 7.6M; AVI Grande, 15M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
- Globo girante de Vênus - FLI, 1.5M; legenda. (Cortesia NASA/JPL)
- Outro globo girante de Vênus MPEG, 296K.
- Uma visão dramática da lua com Vênus a distância - MPEG, 83K. (Cortesia Naval Research Laboratory)

Visões de Vênus

Imagem de Vênus da Mariner 10 (GIF, 378K)
Esta bela imagem de Vênus é um mosaico de três fotos tomadas pela espaçonave Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Ela mostra a grossa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através de mapeamento por radar é que a superfície é revelada. (Direitos Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus da Galileo (GIF, 73K)
Em 10 de Fevereiro de 1990, a espaçonave Galileo tomou esta foto de Vênus. Apenas a grossa camada de nuvens pode ser vista. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Imagem de Vênus do Hubble (GIF, 100K; TIF, 1M; legenda)
Esta é uma imagem de Vênus em luz ultravioleta tomada em 24 de Janeiro de 1995, pelo Telescópio Espacial Hubble, quando Vênus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilômetros da Terra. Em comprimentos de onda ultravioleta, as formações de nuvens tornam-se distintas. Em particular, uma formação de nuvens em forma de "Y" horizontal é vista próxima ao equador. As regiões polares são brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas cobrindo as nuvens principais. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado próximo ao topo das nuvens. Os astrônomos sabem, pelas missões anteriores, que tais formações viajam do leste para o oeste com os ventos dominantes de Vênus, dando a volta completa ao redor do planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, Universidade do Colorado, Boulder, e NASA)
Vênus (GIF, 313K)
Esta é uma visão global da superfície de Vênus, centrada a 180 graus logitude leste. Cor simulada é usada para aumentar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)
Cinco visões globais (GIF, 249K; GIF, 2M; legenda)
A superfície de Vênus é mostrada nestas cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centralizada no polo norte de Vênus. As outras quatro imagems estão centralizadas no equador de Vênus, a (B) longitude 0 graus, (C) longitude 90 graus leste, (D) 180 graus e (E) 270 graus longitude leste. A região brilhante próxima ao centro na vista polar é o Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas em Vênus. Ovda Regio está centralizada na vista de (C) 90 graus latitude leste. Atla Regio é vista proeminentemente na vista de (D) 180 longitude leste. (Cortesia NASA/JPL)
Vista Hemisférica de Vênus (GIF, 342K; GIF, 3M; legenda)
Esta vista hemisférica de Vênus, tal qual revelada por mais de uma década de investigações por radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-94, está centralizada a 0 graus longitude leste. A resolução efetiva desta imagem é cerca de 3 quilômetros. Ela foi processada para melhorar o contraste e enfatizar pequenas formações, e foi codificada por cor para representar a elevação. (Cortesia NASA/JPL)

Vistas Hemisféricas Adicionais de Vênus

- Vista centralizada a 90°L longitude. (GIF Pequeno, 208K; GIF, 3M; legenda)
- Vista centralizada a 180°L longitude. (GIF Pequeno, 209K; GIF, 3M)
- Vista centralizada a 90°O longitude. (GIF, 3M)
- Vista centralizada no polo norte. (GIF pequeno, 323K; GIF, 3M)
- Vista centralizada no polo sul. (GIF pequeno, 288K; (GIF, 3M)

Mapa Venusiano (TIF legendado, 2M; GIF, 534K; TIF não-legendado, 2M; GIF, 535K)
Esta imagem é uma projeção Mercator da topografia Venusiana. Muitas das diferentes regiões foram nomeadas. O mapa estende-se de -66.5 a 66.5 graus em latitude e inicia-se a 240 graus de longitude. (Crédito: Calvin J. Hamilton)
Topografia Venusiana (GIF, 389K)
Esta imagem é uma projeção Mercator. As regiões montanhosas tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio são mostradas em amarelo e laranja. As regiões mais baixas são mostradas em azul. (Cortesia NASA/JPL)
Mapa Cilíndrico de Vênus (GIF, 269K; GIF, 4M; legenda)
Vênus é exibido neste simples mapa cilíndrico de sua superfície. As bordas esquerda e direita estão a 240 graus longitude leste. O topo e a borda inferior da imagem estão a 90 graus latitude norte e 90 graus latitude sul, respectivamente. A região brilhante no topo, à esquerda do centro, é o Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas em Vênus. A maior região montanhosa, Aphrodite Terra, estende-se ao longo do equador, da direita para o centro. Os sinais escuros espalhados nesta imagem são halos rodeando algumas das crateras de impacto mais jovens. Este conjunto de dados globais revelam um número de crateras consistente com a idade média da superfície de Vênus, de 300 milhões a 500 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL)
Gula Mons e Cratera Cunitz (GIF, 524K; JPEG, 75K)
Uma porção da Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 1.310 quilômetros (812 milhas) sudoeste de Gula Mons, a uma elevação de 0,78 quilômetros (0,48 milhas). O ponto de vista aponta para noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros (1,86 milhas) de altura, está localizado a aproximadamente 22 graus latitude norte, 359 graus longitude leste. A cratera de impacto Cunitz, cujo nome tomou da matemática e astrônoma Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilômetros (30 milhas) de diâmetro, e está a 215 quilômetros (133 milhas) da posição do observador. (Cortesia NASA/JPL)
Eistla Regio - Vale em Fenda (GIF, 173K)
Uma porção da Eistla Regio Ocidental é exibida nesta vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 725 quilômetros (450 milhas) a sudeste de Gula Mons. Um vale em fenda, mostrado em primeiro plano, estende-se até a base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilômetros (1,86 milhas) de altura. Esta vista está de frente para o noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita, no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilômetros (180 milhas) de diâmetro e com 2 quilômetros (1,2 milhas) de altura aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo. (Courtesy NASA/JPL)
Eistla Regio (GIF, 663K; JPEG, 75K)
Uma porção do Eistla Regio é mostrada nesta vista tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vênus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilômetros (682 milhas) noroeste de Gula Mons, a uma elevação de 7,5 quilômetros (4,6 milhas). Fluxos de lava estendem-se por centenas de quilômetros através das planícies fraturadas mostradas em primeiro plano, até a base de Gula Mons. Esta vista mostra o sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo do horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de aproximadamente 730 quilômetros (453 milhas). (Cortesia NASA/JPL)
Lakshmi Planum (GIF, 509K)
Esta vista mostra a região de Ishtar Terra Ocidental de enseada e escarpas no sul, em vista tridimensional em perspectiva. Ishtar Terra Ocidental tem o tamanho aproximado da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. O terreno montanhoso está entre 2,5 e 4 km (1,5 a 2,5 milhas) de altitude no centro de um platô, chamado Lakshmi Planum, o qual pode ser visto a distância, à direita. Aqui, a superfície do platô cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declive íngreme cuja inclinação excede os 5% em 50 km (30 mi). (Cortesia NASA/JPL)
Alpha Regio (GIF, 207K; GIF, 209K)
Estas imagens mostram Alpha Regio. O terreno brilhante delineado é uma série de gargantas, cordilheiras, e falhas que são orientadas em várias direções. O comprimento destas formações geralmente é de 10 quilômetros (6,3 milhas) a 50 quilômetros (31,3 milhas). A elevação topográfica em Alpha Regio varia dentro de uma faixa de 4 quilômetros (2,5 milhas). Depressões topográficas locais, cujos contornos são geralmente definidos pelas estruturas internas à região central, são relativamente escuras ao radar, e preenchidas por lava vulcânica. Orifícios de nascentes destes vulcanismos aparecem como pontos brilhantes dentro de formações planas lisas. (Cortesia NASA/JPL)
Aracnóides (GIF, 194K; GIF, 238K)
Aracnóides são uma das formações mais notáveis encontradas em Vênus. Neste mosaico da Magalhães, elas são vistas no radar como planos escuros na região Fortuna. Como o nome sugere, aracnóides são formações do circular ao ovalado, com anéis concêntricos e complexa rede de fraturas estendendo-se para fora. Os aracnóides variam, em tamanho, de aproximadamente 50 quilômetros (29,9 milhas) a 230 quilômetros (137,7 milhas) de diâmetro. Aracnóides são similares em forma, mas geralmente menores, às coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por um conjunto de cordilheiras e sulcos, assim como linhas radiais). Uma teoria sobre sua origem diz que elas são precursoras da formação coronae. As linhas brilhantes (ao radar) estendendo-se por muitos quilômetros podem ter resultado de magma que elevou-se de dentro do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima, formando "fendas". Fluxos de lava brilhantes ao Radar estão presentes na 1a. e 3a. imagem, e também indicam atividade vulcânica nesta área. Algumas das fraturas atravessam estes fluxos, indicando que os fluxos ocorreram antes das fraturas surgirem. Tais relações entre diferentes estruturas fornecem boas evidências sobre a idade relativa dos eventos. Até o presente momento, aracnóides são encontrados somente em Vênus e podem agora ser estudados mais de perto graças ao sistema de imagens de radar de alta resulução (120 metros/0.07 milhas) da Magalhães. (Cortesia NASA/JPL)
Linhas Paralelas (GIF, 561K)
Dois grupos de formações paralelas que se cruzam quase em angulos retos são visíveis aqui. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o apelidassem de terreno papel gráfico. Os delineamentos fracos são espaçados a intervalos de cerca de 1 quilômetro (0,6 milhas) e estendem-se além das fronteiras da imagem. Os delineamentos mais dominantes, brilhantes, são menos regulares e freqüentemente parecem iniciar-se e terminar onde interceptam os delineamentos mais fracos. Ainda não está claro onde os dois conjuntos de delineamentos representam falhas ou fraturas, mas em áreas fora da imagem, os delineamentos brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia NASA/JPL)
Fotos da Superfície, das Venera 9 e 10 (JPEG, 108K)
As espaçonaves Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas em 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar naves na superfície de Vênus e obter imagens. As duas espaçonaves pousaram com sucesso dispositivos de descida em 16 e 23 de outubro de 1975. Estas imagens foram obtidas em 22 e 25 de outubro de 1975. Venera 9 pousou em um declive inclinado cerca de 30 graus em relação à horizontal, enquanto que a Venera 10 estava inclinada a 8 graus. As duas espaçonaves estavam separadas cerca de 2.100 quilômetros (1.300 milhas). A maioria das rochas nestas images tem entre 0,3 e 1 metro.

- Fotos da Superfície, da Venera 13 (JPEG, 126K)
- Fotos da Superfície, da Venera 14 (JPEG, 156K)

Fotos Coloridas da Superfície, da Venera 13 (JPEG, 63K)
A Venera 13 pousou na superfície Venusiana em 3 de março de 1982. Ela foi a primeira missão Venera a incluir uma câmera de TV colorida. Esta imagem é a metade esquerda da foto da Venera 13.

- Metade Direita de Foto em cores, da Venera 13 (JPEG, 58K)

Referências

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.

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##### Autor: Calvin J. Hamilton. Esta página contém material com Direitos Autorais reservados.