Venus (planeta) - ciencia y tecnologia.

« detallado de la composición, estructura y dinámica de la atmósfera venusiana. 3 ATMÓSFERA La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra.

La atmósfera está compuesta casien su totalidad por dióxido de carbono (CO 2).

La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible. Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO 2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza.

Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N 2).

Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno.

El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus.

Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaranalgunos océanos en la atmósfera.

Los átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la corteza.

Otraposibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua. El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la estratosfera.

Este ácido cae con la lluvia y reacciona con losmateriales de la superficie; la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente.

En Venus, el ácido se evapora en la base de las nubes y sólo puedepermanecer en la atmósfera.

La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus 1, se extiende como neblina 70 u 80 km por encima de la superficie del planeta.

Las nubes contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta.

Las variaciones en elcontenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el planeta. En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera.

Losvientos del nivel superior rodean al planeta a una velocidad de 360 km/h.

Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a lospolos.

El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho másde la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancada.

Desde la superficie hasta los 10 km de altura, las velocidades delviento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora. La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus 1 mientras las atravesaba una vez al día.

En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol.

Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de 40 °C ylas del lado nocturno de -170 °C).

Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío casi total provocado por las bajastemperaturas del lado nocturno.

Estos vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un ‘engrosamiento’ del lado nocturno. En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera.

Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosferainducida. 4 CARACTERÍSTICAS DE LA SUPERFICIE Topografía de VenusEste mapa de radar muestra la topografía de la superficie del planeta Venus.

El rojo y el amarillo indican grandes elevacionescontinentales, mientras que el azul representa las depresiones.

El radar mide el tiempo que tardan las ondas radioeléctricas enreflejarse en la superficie de Venus y volver.

Las elevaciones más altas devuelven antes la señal.NASA/Science Source/Photo Researchers, Inc. Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra).

Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mirahacia la Tierra la misma cara de Venus.

En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra. En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global.

Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una mesetaplana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Istar Terra y Aphrodite Terra.

Esta última ocupa la parte más lejana de Venussegún se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más alejados. El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes descubrió volcanes muy activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos.

El mayor cráter de impacto observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño, unos 5 km).

La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides máspequeños alcancen la superficie del planeta. El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus.

Estas pruebas incluyencordilleras, cañones, una depresión que se extiende 1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho.

Lassondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas.

La radiactividad recuerda a la del granito ysugiere que el material de Venus se diferencia químicamente por su actividad volcánica.

Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas también sugierenla existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993--2008 Microsoft Corporation.

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