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O PLANETA VÊNUS

Vênus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrônomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrônomos pensavam que Vênus era composta por dois corpos distintos. Vênus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

Os astrônomos referem-se a Vênus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vênus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vênus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vênus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vênus gira de leste para oeste. Para um observador em Vênus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vênus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vênus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vênus se revelou.

A superfície de Vênus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por atividade geológica. Os Montes Maxwell em Ishtar é o pico mais alto de Vênus. A região montanhosa de Aphrodite estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2,5 quilômetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo úmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vênus está marcado por numerosas crateras de impacto   distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilômetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As exceções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vênus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilômetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilômetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilômetros.

Foram encontradas, em Vênus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilômetros de diâmetro. Algumas formações de Vênus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fraturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fraturas radiais.

IMAGENS DE VÊNUS

Imagem de Vênus pela Mariner 10
Esta bonita imagem de Vênus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vênus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela.

Imagem de Vênus pela Galileo
Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vênus. Apenas se observa a sua camada de nuvens.

Vênus
Esta é uma vista global da superfície de Vênus. A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala.

Mapa Cilíndrico de Vênus
A região brilhante no topo esquerdo é Montes Maxwell, a mais alta cadeia montanhosa de Vênus. Aphrodite, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes.

Arachnoids
Arachnoids são formações ovais , com anéis concêntricos e uma complexa rede de fraturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilômetros de diâmetro.

Fotografias da Superfície pela Venera 13
A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vênus. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara colorida. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens. Parte da sonda é visível na base da imagem.