Introducción de Venus

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Introducción de Venus

El avance en ciencia viene poniendo el ladrillo sobre ladrillo, no por la erección repentina de palacios de hadas.
- J.S. Huxley

Introducción de Venus

Cráteres del impacto de Venusian

Características volcánicas de Venusian

Misión de Magellan en Venus

Cronología de la exploración de Venus

Foto de Venus/galería de la animación

Icosahedrons planetarios

Venus, la joya del cielo, era sabe una vez por los astrónomos antiguos como la estrella de la mañana y estrella de la tarde. Astrónomos tempranos una vez que pensamiento Venus a ser dos cuerpos separados. La cubierta gruesa de la nube vela a Venus, que se nombra después de la diosa romana del amor y de la belleza, que remolina.

Los astrónomos refieren a Venus como planeta de la hermana de la tierra. Ambos son similares de tamaño, masa, densidad y volumen. Tiempo casi igual formado y condensado fuera de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los científicos han encontrado que el parentesco termina aquí. Venus es muy diferente de la tierra. No tiene ningún océano y es rodeada por una atmósfera pesada integrada principalmente por el anhídrido carbónico con virtualmente ningún vapor de agua. Sus nubes se componen de gotitas del ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces que de la tierra en el nivel del mar.

Chamuscan a Venus con una temperatura superficial alrededor de 482° C (900° F). Esta temperatura alta es sobre todo debido a un efecto del invernadero del fugitivo causado por la atmósfera pesada del anhídrido carbónico. La luz del sol pasa a través de la atmósfera para calentar la superficie del planeta. El calor se irradia hacia fuera, pero es atrapado por la atmósfera densa y no permitido escaparse en espacio. Esto hace a Venus más caliente que el mercurio.

Un día de Venusian es 243 días de la tierra y es más largo que su año de 225 días. Extrañamente, Venus rota del este - a - oeste. A un observador en Venus, el sol se levantaría en el oeste y fijaría en el este.

Hasta apenas recientemente, la cubierta densa de la nube de Venus ha evitado que los científicos destapen la naturaleza geológica de la superficie. Los progresos en telescopios del radar y los sistemas de la proyección de imagen del radar que movían en órbita alrededor del planeta han permitido considerar a través de la cubierta de la nube a la superficie abajo. Cuatro de las misiones más acertadas de revelar la superficie de Venusian son la misión pionera de Venus de la NASA (1978), las misiones de Venera 15 y 16 de la Unión Soviética (1983-1984), y radar de Magellan de la NASA traz la misión (1990-1994). Mientras que este la nave espacial comenzó a traz el planeta un nuevo cuadro de Venus emergió.

La superficie de Venus es geológico discurso relativamente joven. Aparece haber sido vuelta a allanar totalmente hace 300 a 500 millones de años. Los científicos discuten cómo y porqué ocurrió esto. La topografía de Venusian consiste en los llanos extensos cubiertos por los flujos de la lava y las regiones de la montaña o de la montaña deformidos por actividad geológica. El maxwell Montes en Ishtar Terra es el pico más alto en Venus. Las montañas de Aphrodite Terra amplían manera casi media alrededor del ecuador. Las imágenes de Magellan de las regiones de la montaña sobre 2.5 kilómetros (1.5 millas) son inusualmente brillantes, característico de suelo húmedo. Sin embargo, el agua líquida no existe en la superficie y no puede explicar las montañas brillantes. Una teoría sugiere que el material brillante se pudiera componer de compuestos metálicos. Los estudios han demostrado que el material pudo ser pirita del hierro (también saber como “oro de los tontos”). Es inestable en los llanos pero sería estable en las montañas. El material podría también ser un cierto tipo de material exótico que daría los mismos resultados pero en concentraciones más bajas.

Los cráteres numerosos del impacto marca con una cicatriz a Venus distrubuted aleatoriamente sobre su superficie. Cráteres pequeños menos que 2 kilómetros (1.2 millas) son casi no existente debido a la atmósfera pesada de Venusian. La excepción ocurre cuando los meteoritos grandes rompen momentos antes de impacto, creando el cráter arracima. Los volcanes y las características volcánicas son aún más numerosos. Por lo menos el 85% de la superficie de Venusian se cubre con la roca volcánica. La lava de Hugh fluye, extendiendo para los centenares de kilómetros, ha inundado las tierras bajas que crean los llanos extensos. Más de 100.000 volcanes pequeños del protector puntean la superficie junto con centenares de volcanes grandes. Los flujos de los volcanes han producido los canales sinuous largos que extendían para los centenares de kilómetros, con uno ampliando casi 7.000 kilómetros (4.300 millas).

Las calderas gigantes más de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro se encuentran en Venus. Las calderas terrestres son generalmente solamente varios kilómetros de diámetro. Varias características únicas a Venus incluyen coronas y arachnoids. Las coronas son circular grande a las características ovales, cercadas con los acantilados y son centenares de kilómetros a través. Se piensan para ser la expresión superficial de la capa upwelling. Archnoids es circular a las características alargadas similares a las coronas. Pudieron haber sido causadas por la roca fundida que filtra en las fracturas superficiales y que produce sistemas de irradiar los diques y las fracturas.

Estadística de Venus
Masa (kilogramos)	4.869e+24
Masa (tierra = 1)	.81476
Radio ecuatorial (kilómetros)	6.051.8
Radio ecuatorial (tierra = 1)	.94886
Densidad mala (gm/cm^3)	5.25
Distancia mala del sol (kilómetro)	108.200.000
Distancia mala del sol (tierra = 1)	0.7233
Período rotatorio (días)	-243.0187
Período orbital (días)	224.701
Velocidad orbital mala (km/sec)	35.02
Excentricidad orbital	0.0068
Inclinación del eje (grados)	177.36
Inclinación orbital (grados)	3.394
Gravedad superficial ecuatorial (m/sec^2)	8.87
Velocidad ecuatorial del escape (km/sec)	10.36
Albedo geométrico visual	0.65
Magnitud (Vo)	-4.4
Temperatura superficial mala	482°C
Presión atmosférica (barras)	92
Composición atmosférica Anhídrido carbónico Nitrógeno Cantidades de rastro de: Dióxido de sulfuro, vapor de agua, monóxido de carbono, argón, helio, neón, cloruro de hidrógeno, y fluoruro del hidrógeno.	el 96% el 3+%

Animaciones de Venus

Opiniones Venus

Venus con la iluminación visible y del radar
Este cuadro demuestra dos diversas perspectivas de Venus. A la izquierda está un mosaico de las imágenes adquiridas por la nave espacial del Mariner 10 el 5 de febrero de 1974. La imagen demuestra la cobertura gruesa de la nube que previene la observación óptica de la superficie del planeta. La superficie de Venus seguía ocultada hasta 1978 en que el Venus pionero 1 nave espacial llegó y entró órbita sobre el planeta el 4 de diciembre. La nave espacial utilizó el radar para traz la superficie del planeta, revelando a un nuevo Venus. Más adelante en agosto de 1990 la nave espacial de Magellan llegó Venus y comenzó su misión traz planetaria extensa. Esta misión produjo imágenes del radar hasta 300 metros por el pixel en la resolución. La demostración derecha de la imagen una representación de Venus imágenes del radar pionero de Venus y de Magellan. (Copyright Calvin J. Hamilton)

El interior de Venus
Este cuadro demuestra una vista recortada de la estructura interna posible de Venus. La imagen fue creada de las imágenes del Mariner 10 usadas para la capa atmosférica externa. La superficie fue tomada de imágenes del radar de Magellan. Las características interiores de Venus son deducidas de campo de la gravedad y de medidas de campo magnético por Magellan y la nave espacial anterior. La corteza se demuestra como rojo del adark, la capa como de la base el amarillo más ligero naranja-rojo, y. Más… (copyright Calvin J. Hamilton)

Imagen del Mariner 10 de Venus
Esta imagen hermosa de Venus es un mosaico de tres imágenes adquiridas por la nave espacial del Mariner 10 el 5 de febrero de 1974. Demuestra la cobertura gruesa de la nube que previene la observación óptica de la superficie de Venus. Solamente a través de radar el traz es la superficie revelada. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagen de Galileo de Venus
El 10 de febrero de 1990 la nave espacial de Galileo adquirió esta imagen de Venus. Solamente la cubierta gruesa de la nube puede ser considerada. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagen de Hubble de Venus
Ésta es una imagen de la ultravioleta-luz del telescopio del espacio de Hubble del planeta Venus, tomada el 24 de enero de 1995, cuando Venus estaba en una distancia de 113.6 millones de kilómetros de la tierra. En las longitudes de onda ultravioletas los patrones de la nube llegan a ser distintivos. Particularmente, una característica formada horizontal de la nube de “Y” es cercana visible el ecuador. Las regiones polares son brillantes, posiblemente demostrando una calina de las partículas pequeñas que cubren las nubes principales. Las regiones oscuras demuestran la localización del dióxido de sulfuro realzado cerca de las tapas de la nube. De misiones anteriores, los astrónomos saben que tal este del recorrido de las características - - oeste junto con los vientos predominantes del Venus, para hacer un circuito completo alrededor del planeta en cuatro días. (Crédito: L. Esposito, universidad de Colorado, de Boulder, y de la NASA)

Opinión hemisférica Venus
Esta opinión hemisférica Venus, según lo revelado por más que una década de las investigaciones del radar que culminan en la misión 1990-1994 de Magellan, se centra en longitud del este de 0 grados. La resolución eficaz de esta imagen es cerca de 3 kilómetros. Fue procesada para mejorar contraste y para acentuar características pequeñas, y era color-coded representar la elevación. (Cortesía NASA/USGS)

Opiniones hemisféricas adicionales Venus

Mapa de Venusian
Esta imagen es una proyección de Mercator de la topografía de Venusian. Muchas de las diversas regiones se han etiquetado. El mapa amplía a partir -66.5 a 66.5 grados en latitud y empieza 240 grados de longitud. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Mapa de la topografía de Venusian
Ésta es otra proyección de Mercator de la topografía de Venusian. El mapa amplía a partir -66.5 a 66.5 grados en latitud y empieza 240 grados de longitud. Una versión negra y blanca de esta imagen está también disponible. (Cortesía A.Tayfun Oner)

Gula Mons y cráter Cunitz
Una porción de Eistla occidental Regio se exhibe en esta opinión tridimensional de la perspectiva de la superficie de Venus. El punto de vista está situado 1.310 kilómetros (812 millas) de sudoeste de Gula Mons en una elevación de 0.78 kilómetros (0.48 millas). La visión está al noreste con Gula Mons que aparece en el horizonte. Gula Mons, un volcán de 3 kilómetros (1.86 millas) de alto, está situado en aproximadamente 22 grados de latitud del norte, 359 grados de longitud del este. El cráter Cunitz del impacto, nombrado para el astrónomo y el matemático Maria Cunitz, es visible en el centro de la imagen. El cráter es 48.5 kilómetros (30 millas) de diámetro y está a 215 kilómetros (133 millas) de la posición del espectador. (Cortesía NASA/JPL)

Eistla Regio - valle de la grieta
Una porción de Eistla occidental Regio se exhibe en esta opinión tridimensional de la perspectiva de la superficie de Venus. El punto de vista está situado 725 kilómetros (450 millas) de sureste de Gula Mons. Un valle de la grieta, demostrado en el primero plano, extiende a la base de Gula Mons, un volcán de 3 kilómetros (1.86 millas) de alto. Esta visión está haciendo frente al noroeste con Gula Mons que aparece en la derecha en el horizonte. Sif Mons, un volcán con un diámetro de 300 kilómetros (180 millas) y de una altura de 2 kilómetros (1.2 millas), aparece a la izquierda de Gula Mons en el fondo. (Cortesía NASA/JPL)

Eistla Regio
Una porción de Eistla occidental Regio se exhibe en esta opinión tridimensional de la perspectiva de la superficie de Venus. El punto de vista está situado 1.100 kilómetros (682 millas) de noreste de Gula Mons en una elevación de 7.5 kilómetros (4.6 millas). Los flujos de la lava extienden para los centenares de kilómetros a través de los llanos fracturados demostrados en el primero plano, a la base de Gula Mons. Esta visión hace frente al sudoeste con Gula Mons que aparece en la izquierda apenas debajo del horizonte. Sif Mons aparece a la derecha de Gula Mons. La distancia entre Sif Mons y Gula Mons es aproximadamente 730 kilómetros (453 millas). (Cortesía NASA/JPL)

Lakshmi Planum
La provincia meridional de la escarpa y del lavabo de Ishtar occidental Terra se retrata en esta opinión tridimensional de la perspectiva. Ishtar occidental Terra es sobre el tamaño de Australia y es un foco importante de las investigaciones de Magellan. El terreno de la montaña se centra en los 2.5 kilómetros a 4 kilómetros Lakshmi llamado alta (1.5 millas a 2.5 millas de alto) meseta Planum que se pueden considerar en la distancia en la derecha. Aquí la superficie de la meseta cae empinado en las tierras bajas de limitación, con las cuestas escarpadas que exceden del 5% sobre 50 kilómetros (30 millas). (Cortesía NASA/JPL)

Opinión tridimensional de la perspectiva de la alfa Regio
Una porción de alfa Regio se exhibe en esta opinión tridimensional de la perspectiva de la superficie de Venus. La alfa Regio, una altiplanicie topográfica aproximadamente 1300 kilómetros a través, se centra en 25 grados de latitud del sur, 4 grados de longitud del este. En 1963, la alfa Regio era la primera característica en Venus que se identificará del radar tierra-basado. El área radar-brillante de la alfa Regio es caracterizada por los sistemas múltiples de tendencias que se intersecan de características estructurales tales como cantos, canales, y valles plano-solados de la avería que, juntos, formen un contorno poligonal. El sur del terreno surcado complejo es directamente una característica ovoid-formada grande nombrada Eve. El punto radar-brillante situado centralmente dentro de víspera marca la localización del meridiano primero de Venus. (Cortesía NASA/JPL)

Arachnoids
Los Arachnoids son una de las características más notables encontradas en Venus. Se ven en los llanos radar-oscuros en este mosaico de la imagen de Magellan de la región de Fortuna. Pues el nombre sugiere, los arachnoids son circulares a características del ovoid con los anillos concéntricos y a una red compleja de las fracturas que extienden hacia fuera. Los arachnoids se extienden de tamaño de aproximadamente 50 kilómetros (29.9 millas) a 230 kilómetros (137.7 millas) de diámetro. Los Arachnoids son similares en forma pero generalmente más pequeños que las coronas (estructuras volcánicas circulares rodeadas por un sistema de cantos y de surcos así como líneas radiales). Una teoría referente a su origen es que son un precursor a la formación de las coronas. Las líneas radar-brillantes que extendían para muchos kilómetros pudieron haber resultado de un upwelling del magma del interior del planeta que empujó hacia arriba la superficie a la forma “grietas.” los flujos Radar-brillantes de la lava están presentes en la 1ra y 3ro imagen, también indicative de la actividad volcánica en esta área. Algo del corte de las fracturas a través de éstos fluye, indicando que ocurrieron los flujos antes de que aparecieran las fracturas. Tales relaciones entre diversas estructuras proporcionan la buena evidencia para fechar relativo de la edad de acontecimientos. (Cortesía NASA/JPL)

Líneas paralelas
Dos grupos de las características paralelas que se intersecan casi perpendicularmente son visibles. La regularidad de este terreno hizo a científicos apodarlo terreno del papel cuadriculado. Los lineations más débiles se espacian en los intervalos de cerca de 1 kilómetro (.6 milla) y extienden más allá de los límites de la imagen. Los lineations más brillantes, más dominantes son menos regulares y aparecen a menudo comenzar y terminar donde intersecan los lineations más débiles. No está todavía clara si los dos sistemas de lineations representan averías o fracturas, pero en áreas fuera de la imagen, los lineations brillantes se asocian a los cráteres del hoyo y a otras características volcánicas. (Cortesía Calvin J. Hamilton)

Fotografías superficiales de Venera 9 y 10
El Venera soviético 9 y la nave espacial 10 fue lanzado los días 8 y 14 de junio de 1975, respectivamente, para hacer el sin precedente: colocar los landers en la superficie de Venus y volver las imágenes. El Venera 9 Lander (tapa) aterrizó en la superficie de Venus el 22 de octubre de 1975 en 5:13 UT, sobre 32° S, 291° E con el sol cerca de cenit. Funcionó por 53 minutos, permitiendo vuelta de una sola imagen. Venera 9 aterrizó en una cuesta inclinada por cerca de 30 grados al horizontal. El objeto blanco en el fondo de la imagen es parte del lander. La distorsión es causada por el sistema de la proyección de imagen de Venera. Las rocas angulares y en parte a través resistidas, cerca de 30 a 40 centímetros, dominan el paisaje, muchos enterrados en parte en suelo. El horizonte es visible en las esquinas del alto a la izquierda e a la derecha.

El Venera 10 Lander (fondo) aterrizó en la superficie de Venus el 25 de octubre de 1975 en 5:17 UT, sobre 16° N, 291° E. El Lander era cerca de 8 grados inclinados. Volvió esta imagen durante los 65 minutos de la operación en la superficie. El sol era cenit cercano durante este tiempo, y la iluminación era similar a ésa en la tierra en un día cubierto del verano. Los objetos en el fondo de la imagen son parte de la nave espacial. La imagen demuestra las losas planas de la roca, cubiertas en parte por el material de grano fino, no desemejante de un área volcánica en la tierra. La losa grande en el primero plano extiende sobre 2 metros a través.

Fotografías superficiales del color de Venera 13
El 1 de marzo de 1982 el lander de Venera 13 aterrizó en la superficie de Venusian en 7.5° S, 303° E, al este de Phoebe Regio. Era la primera misión de Venera para incluir una cámara fotográfica del color TV. Venera 13 sobrevivió en la superficie por 2 horas, 7 minutos, bastante tiempo para obtener 14 imágenes. Este panorama del color era filtros azul marino, verdes y rojos producidos el usar y tiene una resolución de la pieza de 4 a 5 Min. de la nave espacial se considera en el fondo de la imagen. Las losas y el suelo planos de la roca son visibles. El color verdadero es difícil de juzgar porque la atmósfera de Venerian filtra hacia fuera la luz azul. La composición superficial es similar al basalto terrestre. En la tierra en el primero plano está una cubierta de lente de cámara fotográfica. Esta imagen es la mitad izquierda de la foto de Venera 13.

Referencias

Ford, Juan P. y otros. Guía a la interpretación de la imagen de Magellan. Publicación 93-24, 1993 de JPL.

Robinson, Cordula. “Magellan revela a Venus.” Astronomía, 32-41, febrero de 1995.

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