Venus (planeta) para niños
Datos para niños Venus |
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 Fotografía de Venus captada por la MESSENGER, en junio de 2007.
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| Descubrimiento | ||||||||||||||||||||||||
| Fecha | Conocido desde la antigüedad | |||||||||||||||||||||||
| Categoría | Planeta | |||||||||||||||||||||||
| Orbita a | Sol | |||||||||||||||||||||||
| Ascensión recta (α) | 272,76 grados sexagesimales | |||||||||||||||||||||||
| Declinación (δ) | 67,16 grados sexagesimales | |||||||||||||||||||||||
| Distancia estelar | 261 000 000 kilómetros | |||||||||||||||||||||||
| Magnitud aparente | −4.4 | |||||||||||||||||||||||
| Elementos orbitales | ||||||||||||||||||||||||
| Longitud del nodo ascendente | 76.68° | |||||||||||||||||||||||
| Inclinación | 3.39° | |||||||||||||||||||||||
| Argumento del periastro | 55.19° | |||||||||||||||||||||||
| Semieje mayor | 0.7233 ua | |||||||||||||||||||||||
| Excentricidad | 0.0068 | |||||||||||||||||||||||
| Anomalía media | 50.17° | |||||||||||||||||||||||
| Elementos orbitales derivados | ||||||||||||||||||||||||
| Época | J2000 | |||||||||||||||||||||||
| Periastro o perihelio | 0.718440 ua (107.48 millones de kilómetros) |
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| Apoastro o afelio | 0.728213 ua (108.94 millones de kilómetros) |
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| Período orbital sideral | 224.70 días | |||||||||||||||||||||||
| Período orbital sinódico | 583.92 días | |||||||||||||||||||||||
| Radio orbital medio | 0.7233 ua 1.08 × 108 km |
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| Características físicas | ||||||||||||||||||||||||
| Masa | 4.87 × 1024 kg 0.815 Tierras |
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| Volumen | 9.28 × 1011 km³ 0.866 Tierras |
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| Densidad | 5.24 g/cm³ | |||||||||||||||||||||||
| Área de superficie | 4.60 × 108 km² | |||||||||||||||||||||||
| Radio | 6051.8 km | |||||||||||||||||||||||
| Diámetro | 12 103.6 km | |||||||||||||||||||||||
| Gravedad | 8.87 m/s² | |||||||||||||||||||||||
| Velocidad de escape | 10.36 km/s | |||||||||||||||||||||||
| Periodo de rotación | 243.02 días Movimiento retrógrado (en sentido de las agujas del reloj visto desde el polo norte). |
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| Inclinación axial | 177.36° | |||||||||||||||||||||||
| Albedo | 0.65 | |||||||||||||||||||||||
| Características atmosféricas | ||||||||||||||||||||||||
| Presión | 9321.9 kPa (92 atm) | |||||||||||||||||||||||
| Temperatura |
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| Composición |
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| Cuerpo celeste | ||||||||||||||||||||||||
| Anterior | Mercurio | |||||||||||||||||||||||
| Siguiente | Tierra | |||||||||||||||||||||||
 Recreación de la rotación del planeta
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Venus es el segundo planeta más cercano al Sol en nuestro sistema solar. Es el tercer planeta más pequeño, después de Mercurio y Marte. Venus no tiene lunas, al igual que Mercurio. Su nombre viene de la diosa romana del amor, Venus.
Es el objeto más brillante en el cielo nocturno después de la Luna. Puedes verlo a simple vista al amanecer o al atardecer. Por eso, a veces se le llama "lucero del alba" o "lucero vespertino".
Venus es un planeta rocoso, similar a la Tierra en tamaño y masa. Por eso, a menudo se le llama el "planeta hermano" de la Tierra. Sin embargo, sus condiciones son muy diferentes. La temperatura promedio en Venus es de unos 464°C. Su atmósfera es muy densa, con una presión 90 veces mayor que la de la Tierra. Esto es como estar sumergido un kilómetro bajo el agua.
El planeta tiene un color amarillento debido a su atmósfera. Esta atmósfera está hecha principalmente de dióxido de carbono (CO2) y nitrógeno (N2).
Aunque está más lejos del Sol que Mercurio, Venus es el planeta más caliente del sistema solar. Esto se debe a que su atmósfera tiene muchos gases de efecto invernadero, como el dióxido de carbono. Estos gases atrapan mucho calor del Sol, creando un fuerte efecto invernadero.
Actualmente, no hay agua líquida en Venus. Sus condiciones en la superficie no son adecuadas para la vida que conocemos. Sin embargo, se ha encontrado una sustancia llamada fosfina en sus nubes. En la Tierra, esta sustancia es producida por pequeños organismos, lo que podría indicar una posible señal de vida en Venus. Algunos científicos creen que en el pasado, Venus pudo haber tenido océanos y condiciones para la vida.
Venus tiene el día más largo del sistema solar, que dura 243 días terrestres. Gira en sentido contrario a la mayoría de los planetas, como las manecillas del reloj. Esto significa que en Venus, el Sol "sale" por el oeste y "se pone" por el este. Sus nubes, sin embargo, se mueven mucho más rápido, dando la vuelta al planeta en solo cuatro días terrestres.
Contenido
Características del movimiento de Venus
La órbita de Venus
La órbita de Venus alrededor del Sol es la más parecida a un círculo de todos los planetas. Es casi perfectamente redonda.
El tiempo que tarda Venus en volver a la misma posición en el cielo, visto desde la Tierra, es de 584 días. Cada ocho años, Venus regresa al mismo punto en el cielo. Esto se debe a que cinco ciclos de 72 grados forman un círculo completo.
Cuando Venus está más cerca de la Tierra, se aproxima más que cualquier otro planeta. Por ejemplo, el 16 de diciembre de 1850, estuvo a unos 39.5 millones de kilómetros de la Tierra.
Cómo gira Venus
Venus gira sobre sí mismo muy lentamente. Lo hace en sentido contrario a la mayoría de los planetas, de este a oeste. Tarda 243 días terrestres en dar una vuelta completa. No se sabe por qué Venus gira de esta manera tan peculiar.
Si pudieras ver el Sol desde la superficie de Venus, lo verías salir por el oeste y ponerse por el este. Un día en Venus (ciclo día-noche) dura 116.75 días terrestres.
Además de su giro lento y al revés, el tiempo que tarda Venus en girar y el tiempo que tarda en orbitar el Sol están relacionados. Esto hace que Venus siempre muestre la misma cara a la Tierra cuando ambos planetas están más cerca. Los científicos creen que esto podría deberse a las fuerzas de marea entre los dos planetas.
Ciclo de Venus y la Tierra
El ciclo sinódico es el tiempo que pasa entre dos momentos en que Venus está entre la Tierra y el Sol. Dura 584 días terrestres. Durante este tiempo, la Tierra da una vuelta y media alrededor del Sol, mientras que Venus da dos vueltas y media.
Este ciclo es la base de un patrón más grande: cada 8 años terrestres, Venus y la Tierra se encuentran en la misma posición relativa en el espacio. Esto significa que 8 años terrestres equivalen a 13 años venusianos.
Características físicas de Venus
La atmósfera de Venus
Venus tiene una atmósfera muy densa, compuesta principalmente por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión en la superficie es 90 veces mayor que la de la Tierra.
La gran cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera causa un fuerte efecto invernadero. Esto eleva la temperatura de la superficie a unos 464°C, haciendo que Venus sea el planeta más caliente del sistema solar. La temperatura no cambia mucho entre el día y la noche debido a la densa atmósfera.
La luz del Sol apenas llega a la superficie de Venus. La densa capa de nubes refleja la mayor parte de la luz solar de vuelta al espacio. La luz que sí atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera.
Los vientos en la parte superior de las nubes pueden ser muy rápidos, alcanzando los 350 km/h. Sin embargo, cerca del suelo, los vientos son mucho más lentos. A pesar de esto, la atmósfera es tan densa que incluso los vientos suaves ejercen mucha fuerza. Las nubes están hechas principalmente de gotas de ácido sulfúrico y cubren todo el planeta.
La geología de Venus
Venus tiene una rotación lenta y en sentido contrario, de este a oeste. No se sabe por qué gira así, pero podría ser por una colisión con un asteroide hace mucho tiempo.
Venus tiene dos grandes mesetas, como continentes, que se elevan sobre una gran llanura. La meseta del norte se llama Ishtar Terra y tiene la montaña más alta de Venus, Maxwell Montes. Ishtar Terra es del tamaño de Australia. En el sur está Aphrodite Terra, que es más grande, como Sudamérica. La mayoría de las características del terreno en Venus llevan nombres de mujeres de la mitología.
La densa atmósfera de Venus hace que los meteoritos pequeños se desintegren antes de llegar a la superficie. Por eso, no hay cráteres de impacto pequeños en Venus.
Casi el 90% de la superficie de Venus parece estar cubierta por roca volcánica reciente, con pocos cráteres. Esto sugiere que Venus sufrió un gran evento volcánico que cubrió su superficie hace unos cientos de millones de años.
El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra, con un núcleo de hierro y un manto rocoso. Se cree que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra. En su lugar, grandes erupciones volcánicas cubren su superficie con lava. Algunos descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía tiene volcanes activos.
El campo magnético de Venus es muy débil. Esto podría deberse a su lenta rotación. Se cree que Venus pudo haber tenido tanta agua como la Tierra en el pasado. Sin embargo, sin un campo magnético fuerte, el viento solar hizo que el agua se separara en hidrógeno y oxígeno, y el hidrógeno se escapó al espacio.
Durante un tiempo, se pensó que Venus tenía una luna llamada Neith, pero esto no era cierto. Hoy sabemos que Venus no tiene lunas.
Agua y vida en el pasado
Algunos científicos de la NASA creen que Venus pudo haber tenido un océano poco profundo, con tanta agua como la Tierra. Esto podría haber permitido condiciones para la vida durante mucho tiempo. Sin embargo, hoy en día, toda el agua conocida en Venus es una pequeña cantidad de vapor en la atmósfera. A pesar de esto, la sonda Venus Express detectó en 2008 que Venus todavía está perdiendo hidrógeno, uno de los elementos del agua.
Estructura interna de Venus
No tenemos mucha información directa sobre el interior de Venus. Sin embargo, como es similar a la Tierra en tamaño y densidad, se cree que tiene una estructura parecida: un núcleo, un manto y una corteza. Se piensa que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido.
La principal diferencia con la Tierra es que Venus no tiene placas tectónicas. Esto podría deberse a que su manto y superficie son muy secos. Como resultado, el planeta pierde poco calor, lo que podría explicar por qué no tiene un campo magnético interno fuerte.
Observación y exploración de Venus
Observaciones a lo largo de la historia
Venus ha sido conocido desde la prehistoria. Es el objeto más brillante en el cielo de la mañana y de la tarde, después del Sol y la Luna. Antiguas civilizaciones, como los babilonios y los mayas, estudiaron sus movimientos. Los mayas incluso basaron parte de su calendario en los ciclos de Venus.
En la Antigua Grecia, se pensaba que las apariciones de Venus por la mañana y por la tarde eran dos cuerpos diferentes. Los llamaron Héspero (por la tarde) y Fósforo (por la mañana). Más tarde, se dieron cuenta de que era el mismo planeta.
Como la órbita de Venus está entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra podemos ver sus diferentes fases, como las de la Luna. Galileo Galilei fue el primero en observar las fases de Venus en 1610. Esta observación apoyó la idea de que los planetas giran alrededor del Sol (teoría heliocéntrica).
Venus es más brillante cuando aproximadamente el 25% de su disco está iluminado. Esto ocurre 37 días antes y 37 días después de que Venus pase entre la Tierra y el Sol.
En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando está en una posición específica en su órbita. Estos eventos se repiten cada 8 años.
En el siglo XIX, se creía que Venus giraba en unas 24 horas. Sin embargo, las observaciones con radar en la década de 1960 mostraron que su rotación es mucho más lenta y en sentido contrario. Antes de estas observaciones, muchos pensaban que Venus tenía un ambiente similar al de la Tierra, quizás con selvas u océanos. Pero las mediciones de temperatura revelaron que la superficie era extremadamente caliente.
Tránsitos de Venus
Un tránsito de Venus ocurre cuando el planeta pasa directamente entre la Tierra y el Sol, apareciendo como un pequeño punto oscuro cruzando el disco solar. Son eventos poco comunes. El primer tránsito observado fue en 1639.
El tránsito de 1761 ayudó a los científicos a descubrir que Venus tenía una atmósfera. Las observaciones de tránsitos en el siglo XIX permitieron calcular con precisión la distancia entre la Tierra y el Sol.
Los tránsitos solo pueden ocurrir en junio o diciembre. Suceden en pares, con 8 años de diferencia entre ellos, y luego no se repiten por más de un siglo. Los últimos fueron en junio de 2004 y junio de 2012. Los próximos serán en diciembre de 2117 y diciembre de 2125.
Exploración espacial de Venus
La órbita de Venus está más cerca del Sol que la de la Tierra. Esto significa que las naves espaciales que viajan a Venus deben ir "cuesta abajo" en el campo de gravedad del Sol, lo que aumenta su velocidad.
La primera sonda en intentar llegar a Venus fue la soviética Venera 1 en 1961, pero falló. La primera sonda exitosa fue la estadounidense Mariner 2 en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló en Venus, siendo la primera nave en alcanzar su superficie.
La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus en 1967 y fue la primera en enviar datos directos desde otro planeta. Confirmó que la atmósfera era casi todo dióxido de carbono y que la presión era muy alta. La Venera 7 fue la primera en aterrizar con éxito en 1970, revelando temperaturas de más de 450°C.
En 1975, la Venera 9 se convirtió en el primer satélite artificial de Venus y envió las primeras imágenes de su superficie. La Venera 10 hizo experimentos similares.
En 1978, la NASA envió la sonda Pioneer Venus, que incluía un orbitador y varias sondas que entraron en la atmósfera. Una de ellas siguió funcionando 45 minutos después de tocar la superficie.
La exploración de Venus fue muy activa en los años 70 y 80. Se descubrieron grandes volcanes y se confirmó que Venus no tiene placas tectónicas. Las misiones Vega incluso lanzaron globos que flotaron en la atmósfera de Venus, midiendo vientos y temperaturas.
El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus. Usó un radar para crear mapas detallados del 98% de la superficie del planeta. Después de cuatro años, la sonda se quemó en la atmósfera de Venus, como estaba planeado.
Varias sondas espaciales, como la Galileo y la Cassini-Huygens, han usado la gravedad de Venus para impulsarse hacia otros planetas.
La Agencia Espacial Europea lanzó la misión Venus Express en 2005 para estudiar la atmósfera y la superficie de Venus desde la órbita. La Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA) lanzó la misión PLANET-C en 2010, que finalmente entró en órbita de Venus en 2015.
¿Podríamos vivir en Venus?
Cambiar Venus para vivir allí (Terraformación)
La terraformación de Venus es una idea teórica para cambiar su ambiente y hacerlo habitable para los humanos. El astrónomo Carl Sagan propuso esta idea por primera vez en 1961.
Para terraformar Venus, se necesitaría:
- Bajar su temperatura, que es de unos 464°C.
- Eliminar la mayor parte de su atmósfera densa, hecha de dióxido de carbono.
- Añadir o quitar oxígeno del planeta.
- Acelerar su rotación para que un día dure 24 horas. Esto también ayudaría a crear un campo magnético que protegería el planeta de la radiación del espacio.
- Aumentar la capacidad de la atmósfera para reflejar la luz del Sol.
Venus es el segundo planeta más considerado para la terraformación.
Ciudades flotantes en Venus
Aunque la superficie de Venus es muy hostil, la presión y la temperatura a unos 50 kilómetros sobre la superficie son similares a las de la Tierra. Por eso, algunos ingenieros han sugerido usar globos gigantes para crear "ciudades flotantes" en la atmósfera de Venus.
Uno de los desafíos para esto es la presencia de ácido sulfúrico en la atmósfera, que es muy corrosivo. La NASA ha propuesto un concepto de misión llamado HAVOC, que incluye un diseño de globo tripulado para explorar esta idea.
Véase también
En inglés: Venus Facts for Kids
- Colonización de Venus
- Exploración de Venus
- Programa Venera
- Venus en la ficción
- Vida en Venus
- Anexo:Montañas del planeta Venus
- Anexo:Cuadrángulos de Venus
- Anexo:Planetas del sistema solar
- Anexo:Datos de los planetas y objetos redondeados del sistema solar
