Planeta Vênus
Conhecer melhor o planeta Vénus
Fig. 1 - A superfície de Vénus
Vénus (em português europeu) ou Vênus (em português brasileiro) é o segundo planeta do Sistema Solar contando a partir do Sol. Recebeu o seu nome em honra da deusa romana do amor Vénus, equivalente a Afrodite. Trata-se de um planeta do tipo terrestre ou telúrico, chamado com frequência de planeta irmão da Terra, já que ambos são similares quanto ao tamanho, massa e composição. A órbita de Vénus é uma elipse praticamente circular, com uma excentricidade menor que 1%.
Vénus encontra-se mais próximo do Sol do que a Terra, podendo ser encontrado aproximadamente na mesma direção do Sol (a sua maior inclinação é de 47,8°). Da Terra pode ser visto somente algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso. Apesar disso, quando Vénus está mais brilhante pode ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua). Vénus é normalmente conhecido como a estrela da manhã (Estrela d'Alva) ou estrela da tarde (Vésper) ou ainda Estrela do Pastor. Quando visível no céu noturno, é o objeto mais brilhante do firmamento, além da Lua, devido ao seu grande brilho, cuja magnitude pode chegar a -4,4 (costuma-se ser da magnitude de -3,8).
Por este motivo, Vénus era conhecido como uma estrela desde os tempos pré-históricos. Os seus movimentos no céu eram conhecidos pela maioria das antigas civilizações, adquirindo importância em quase todas as interpretações astrológicas do movimento planetário. Em particular, a civilização maia elaborou um calendário religioso baseado nos ciclos de Vénus. O símbolo do planeta Vénus é uma representação estilizada do símbolo da deusa Vénus: um círculo com uma pequena cruz abaixo, utilizado também para representar o sexo feminino.
A atmosfera de Vénus
Vénus possui uma densa atmosfera, composta na sua maior parte por dióxido de carbono, mas parte de sua atmosfera também é composta por azoto (ou nitrogénio). Possui ainda nuvens opacas compostas por ácido sulfúrico, que tornam impossíveis a observação da superfície.
A pressão atmosférica ao nível do solo é 90 vezes superior à pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilómetro abaixo do nível do mar na Terra).
A enorme quantidade de dióxido de carbono da atmosfera provoca um forte efeito de estufa que eleva a temperatura da superfície do planeta até 480 °C nas regiões menos elevadas ao redor do Equador. Isto faz Vénus ser mais quente do que Mercúrio, apesar de estar a mais do que o dobro da distância do Sol que este e receber somente 25% de sua radiação solar(2.613,9 W/m² na atmosfera superior e 1.071,1 W/m² na superfície).
Devido à inércia térmica da pesada atmosfera e ao transporte de calor pelos fortes ventos de sua atmosfera, a temperatura não varia de forma significativa entre o dia e a noite. Apesar da lenta rotação de Vénus (menos de uma rotação por ano venusiano, equivalente a uma velocidade de rotação no Equador de 6,5 km/h), os ventos da atmosfera superior circundam o planeta em somente 4 dias, distribuindo eficazmente o calor. Além do movimento zonal da atmosfera de Oeste a Leste, há um movimento vertical em forma de célula de Hadley, que transporta o calor do Equador até as regiões polares, incluindo as latitudes médias do lado não iluminado do planeta.
Fig. 2 - Imagem do planeta Vénus
A radiação solar quase não alcança a superfície do planeta. As densas camadas de nuvens refletem a maior parte da luz do Sol ao espaço, e a maior parte da luz que atravessa as nuvens é absorvida pela atmosfera. Isto impede a maior parte da luz do Sol de aquecer a superfície. O albedo bolométrico de Vénus é de aproximadamente 60%, e seu albedo visual é ainda maior, o qual conclui que, apesar de encontrar-se mais próximo do Sol do que a Terra, a superfície de Vénus não se aquece nem se ilumina como era de esperar pela radiação solar que recebe.
Na ausência do efeito estufa, a temperatura na superfície de Vénus poderia ser similar à da Terra. O enorme efeito estufa, associado à imensa quantidade de dióxido de carbono na atmosfera retém o calor, provocando as elevadas temperaturas deste planeta, sendo assim o planeta Vénus ganha o título de planeta mais quente do Sistema Solar, com temperaturas que chegam aos 480 ºC, o que poderia por exemplo fundir o chumbo em poucos instantes (o ponto de fusão do chumbo é de 327,4 ºC).
Os fortes ventos na parte superior das nuvens podem alcançar 350 km/h, embora a nível do solo, os ventos são muito mais lentos. Apesar disto, devido a altíssima pressão da atmosfera na superfície de Vénus, estes fracos ventos exercem uma força considerável contra os obstáculos. As nuvens são compostas principalmente por gotículas de dióxido de enxofre e ácido sulfúrico, e cobrem o planeta por inteiro, ocultando a maior parte dos detalhes da superfície à observação externa. A temperatura da parte superior das nuvens (a 70 km acima da superfície) é de -45 °C. A temperatura média da superfície de Vénus, é de 464 °C.
A temperatura da superfície nunca é menor do que 400 °C
Geologia da superfície de Vénus
Vénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Não se conhece porque é que Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteroide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afetam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conheça com clareza o mecanismo.
A densa atmosfera de Vénus faz com que os meteoritos se desintegrem rapidamente na sua descida à superfície, embora os maiores possam chegar à superfície, originando uma cratera quando têm energia cinética suficiente. Por causa disto, não podem formar crateras de impacto com menos de 3,2 quilómetros de diâmetro.
Vénus tem duas mesetas principais em forma de continentes, elevando-se sobre uma vasta planície. A meseta do Norte é chamada de Ishtar Terra, e contém a maior montanha de Vénus (Aproximadamente dois quilómetros mais alta que o Monte Everest), chamada de Maxwell Montes em honra de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tem o tamanho aproximado da Austrália. No hemisfério Sul se encontra Aphrodite Terra, maior que o anterior e com o tamanho equivalente ao da América do Sul. Entre estas mesetas existem algumas depressões do terreno, que incluem Atalanta Planitia, Guinevere Planitia e Lavinia Planitia. Com a única exceção do Maxwell Montes, todas as características distinguíveis do terreno (acidentes geográficos) adotam nomes de mulheres mitológicas.
Aproximadamente 90% da superfície de Vénus parece consistir em basalto recentemente solidificado (em termos geológicos) com muito poucas crateras de meteoritos. As formações mais antigas presentes em Vénus não parecem ter mais de 800 milhões de anos, sendo a maior parte do solo consideravelmente mais jovem (não mais do que algumas centenas de milhões de anos em sua maior parte), o qual sugere que Vénus sofreu um cataclisma que afetou a sua superfície, e não faz muito tempo no passado geológico.
O interior do planeta Vénus é provavelmente similar ao da Terra: um núcleo de ferro de 3.000 km de raio, com um manto rochoso que forma a maior parte do planeta. Segundo dados de medições gravitacionais da sonda Magellan, a crosta de Vénus é mais dura e grossa do que se havia pensado. É sabido que Vénus não tem placas tectónicas móveis como a Terra, porém no seu lugar produzem-se massivas erupções vulcânicas que inundam a sua superfície com lava fresca. Outras descobertas recentes sugerem que Vénus está vulcanicamente ativo.
Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egipto (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas ténues que pareciam estar no lugar correto em momento correto), e hoje sabe-se que Vénus não tem nenhum satélite natural.
O campo magnético de Vénus é muito fraco comparado com o de outros planetas do Sistema Solar. Isto se pode dever a sua lenta rotação, insuficiente para formar o sistema de «dínamo interno» de ferro líquido. Como resultado disto, o vento solar atinge a atmosfera de Vénus sem ser filtrado. Supõe-se que Vénus teve originalmente tanta água como a Terra, pois que ao estar submetida a ação do Sol sem nenhum filtro protetor, o vapor de água na alta atmosfera se dissocia em hidrogénio e oxigénio, escapando o hidrogénio para o espaço por causa da sua baixa massa molecular. A percentagem de deutério (um isótopo pesado do hidrogénio que não escapa tão facilmente) na atmosfera de Vénus parece apoiar esta teoria. Supõe-se também que o oxigénio molecular se combinou com os átomos da crosta (embora grandes quantidades de oxigénio permaneçam na atmosfera em forma de dióxido de carbono). Por causa desta seca, as rochas de Vénus são muito mais pesadas que as da Terra, o qual favorece a formação de montanhas maiores, vales profundos e outras formações.
Referências:
O texto apresentado foi adaptado de um artigo da Wikipédia.
[1] imagem obtida em Wikipédia, em cor natural.
A exploração espacial de Vénus
Fig. 1 - A superfície de Vénus
O planeta Vénus (português europeu) ou Vênus (português brasileiro) foi o primeiro planeta do Sistema Solar a ser visitado por uma sonda espacial. Antes dele apenas tinha sido visitada a Lua. A exploração espacial de Vénus não foi fácil e foram enviadas muitas sondas, que da parte dos Estados Unidos da América, que da parte da antiga União Soviética. Esta aventura foi iniciada na década de 1960 e prolongou-se até aos anos 70. A quantidade de sondas de exploração enviadas a Vénus foi reduzida durante as décadas de 1980 e 1990 e é atualmente o principal objetivo de missões científicas da Europa e do Japão.
A órbita de Vénus é cerca de 28 de vezes mais próxima do Sol em comparação à Terra, e por essa razão, as naves que viajam até Vénus percorrem mais de quarenta e um milhões de quilómetros. O processo de pousar na superfície do planeta é bastante complicado, pois a nave adquire uma grande velocidade durante a aproximação ao planeta e não existe informação bastante precisa sobre a densidade atmosférica nas camadas superiores, sendo difícil controlar o processo de desaceleração.
O programa russo Venera
O Programa Venera, também chamado por vezes de Venusik no hemisfério ocidental, consistiu na construção e lançamento de uma série de sondas espaciais desenvolvidas pelo programa espacial soviético, para a recolha de informações do planeta Vénus. Estas sondas eram lançadas em pares, com uma segunda sonda sendo lançada uma ou duas semanas após o lançamento da primeira. Os desenhos e os equipamentos carregados pelas sondas da série variaram ao longo dos anos, sendo gradualmente aperfeiçoados para resistir às extremas condições da atmosfera e da superfície do planeta Vénus.
Este programa teve início em 1961, tendo-se prolongado até 1983.
Mesmo sendo pouco divulgadas, as missões Venera foram pioneiras em vários aspetos:
Primeiro artefato humano a pousar suavemente em outro planeta e conseguir transmitir informações durante certo tempo.
Primeiras máquinas criadas pelo homem a entrar na atmosfera de outro planeta.
Foi a primeira missão a fotografar e enviar à Terra imagens de outro planeta.
A primeira a cartografar por radar a superfície de um planeta.
As condições extremas de Vénus, com temperaturas superiores a 450 ?, um pressão atmosférica 90 vezes maior do que a da Terra e tempestades de ácido sulfúrico, fizeram com que estas sondas não sobrevivessem por muito tempo. As 8 primeiras sondas foram desenhadas para pousar no planeta, enquanto as 8 sondas posteriores foram desenhadas de um modo diferente, sendo compostas de uma sonda orbital e de uma sonda projetada para pousar no planeta e resistir por um mínimo de 30 minutos na superfície do planeta antes de ser decomposta.
As sondas da missão Venera
Fig 2 - Sonda da missão Venera
Venera 4
A Venera 1 e a Venera 2 perderam contato com a Terra antes de chegar a Vénus. A Venera 3 alcançou o planeta em 1 de março de 1965, mantendo contato com a Terra, até à sua entrada na atmosfera do planeta. A Venera 3 tornou-se o primeiro objeto humano a pousar em outro planeta - embora este pouso não tenha sido controlado. A sonda possuía um corpo cilíndrico com uma espécie de redoma no topo, com uma altura total de cerca de 2 m, e havia dois painéis solares laterais de dimensões relativamente pequenas. Uma antena grande (mais de 2 m de diâmetro), de alto ganho, era a responsável pela resseção dos sinais de controlo, e uma antena linear longa transmitia os sinais à Terra. Os instrumentos científicos da nave incluíam um magnetómetro, detectores de iões, detectores de micrometeoritos e radiação cósmica. A redoma no topo da nave continha uma esfera pressurizada que continha as insígnias soviéticas, e era projetada para flutuar nos presumíveis oceanos de Vénus, após o pouso (a nave não continha retrofoguetes).
A Venera 4 alcançou Vénus em 18 de outubro de 1967, tornando-se a primeira sonda a entrar na atmosfera e a enviar dados para o nosso planeta. A Venera 4 também realizou a primeira comunicação de rádio sonda-Terra. Ela libertou uma cápsula com dois termómetros, um barómetro, um altímetro e medidores de densidade do ar, 11 analisadores de gás e dois rádio-transmissores. O módulo principal da nave carregava um magnetómetro, detectores de raios cósmicos, indicadores de oxigénio e hidrogénio e detectores de partículas. O módulo de descida conseguiu transmitir informações durante a descida, até alcançar a altitude de 25 km (com o auxílio de paraquedas), onde foi destruído pelas severas condições atmosféricas de Vénus.
Esta sonda realizou a primeira análise química da atmosfera venusiana, mostrando que Vénus tem principalmente dióxido de carbono com uma pequena percentagem de azoto e menos de um por cento de oxigénio e de vapor de água. Também foi esta sonda que detectou que Vénus tinha um campo magnético fraco e sem radiação. A camada atmosférica exterior continha muito pouco hidrogénio e oxigénio não atómico. A sonda enviou as primeiras medições diretas provando que Vénus foi extremamente quente, que a atmosfera era muito mais densa do que a esperada, e que Vénus tinha perdido a maior parte da sua água há muito tempo.
A Venera 5 alcançou Vénus a 16 de maio de 1969 e entrou na atmosfera de Vénus no mesmo dia, enviando dados à Terra antes de ser esmagada pela atmosfera. A Venera 5 lançou o seu módulo de pouso no lado escuro de Vénus em 16 de maio de 1969, e a Venera 6 fez o mesmo no dia seguinte.
Venera 7 foi a primeira sonda desenhada para resistir às extremas condições do planeta Vénus e a realizar um pouso controlado no planeta. Alcançou Vénus a 15 de dezembro de 1970 e pousou no planeta no mesmo dia. Enviou informações à Terra por 23 minutos antes de ser decomposta pelo calor e pela pressão do planeta. O radar da Venera 7 detectou ventos de mais de 100 quilómetros por hora. Foi o primeiro artefato humano a pousar suavemente noutro planeta e conseguir transmitir informações durante um certo tempo. A Venera 8 pousou em Vénus a 22 de julho de 1972, sobrevivendo por 50 minutos.
A Venera 12 Chegou a Vénus no dia 21 de dezembro de 1978, sobrevivendo por 110 minutos. A sua irmã, a Venera 11, pousou no planeta 4 dias depois, sobrevivendo por 95 minutos, mas os seus sistemas de imagem (fotografia e radar) não funcionaram.
A Venera 13 enviou à Terra as primeiras imagens coloridas da superfície de Vénus, no dia 1 de março de 1982, sobrevivendo 127 minutos, à temperatura de 456 graus centígrados e à pressão de 89 atmosferas.
Existe um novo projeto russo, chamado Venera-D, que pretende explorar o planeta por radar e também localizar lugares para próximos pousos sobre a superfície. O projeto tem seu lançamento previsto para 2016.
A Venera 15 e 16 foram lançadas em 1983, encerrando o programa Venera. O seu objetivo era ficar em órbita e cartografar a superfície do planeta com o auxílio de um radar. A Venera 15 foi lançada em 2 de junho de 1983 e a Venera 16, a 7 de junho de 1983. As naves Venera 15 e 16 eram idênticas e aproveitaram a nave base (módulo orbitador) das Venera 9 a 14, ligeiramente modificadas.
As missões Mariner
Fig. 3 - Sonda da missão Mariner
Mariner 10
O Programa Mariner foi o primeiro programa de exploração interplanetária Norte americano, desenvolvido pela NASA, com o objetivo de explorar os planetas interiores. O programa foi desenhado em função de um conjunto de objetivos, nomeadamente a exploração faseada de Marte, Vénus e Mercúrio. Para isso, foram desenvolvidas cinco missões distintas utilizando dez sondas - utilizando um sistema de redundância - e em que três não conseguiram completar a missão.
O lançamento da Mariner 1, a 22 de julho de 1962 não foi bem sucedido. A primeira missão que teve sucesso foi a Mariner 2, lançada a 27 de Agosto de 1962, e que passou a 35 000 Km de Vénus, a 14 de Dezembro de 1962, obtendo dados sobre as condições atmosféricas do planeta.
Mercúrio recebeu a visita da Mariner 10, lançada a 3 de novembro de 1973, que enviou informações sobre o planeta mais próximo do Sol, em 1974. Esta sonda passou por Vénus a 5 de Fevereiro de 1974.
Ainda se mantém em órbita em torno do Sol, apesar de se ter perdido o controlo sobre ela em 1975.
A missão Vénus Express
Fig. 4 - sonda Vénus express
desenho artístico
A Vênus Express é um satélite otimizado para o estudo da atmosfera de Vénus, desde a sua superfície até à ionosfera. O objetivo da missão é fazer observações globais da atmosfera venusiana, das características da superfície e da interação do ambiente do planeta com o vento solar.
Vênus Express é a primeira missão da Agência Espacial Europeia (ESA) ao planeta Vénus. A missão foi proposta em 2001 como forma de reutilização do desenho da Mars Express. Contudo, algumas características da missão levaram a mudanças no desenho, principalmente em áreas de controlo térmico, comunicações e eletricidade. A missão Vênus Express também utiliza instrumentos desenvolvidos para a missão da sonda Rosetta.
No dia 11 de Abril de 2006, a sonda deu a sua primeira volta em torno do planeta, a chamada órbita de captura, que foi uma elipse em torno de Vénus cujo apocentro se encontrava a 330 000 quilómetros e o pericentro a menos de 400 quilómetros. Menos de um mês depois da inserção em órbita, e depois de voar dezesseis vezes em torno de Vénus, a nave espacial chegou à sua órbita operacional final a 7 de Maio de 2006.
A missão foi lançada no dia 9 de novembro de 2005 pelo foguete Soyuz e entrou em órbita de Vénus no dia 11 de abril de 2006, depois de aproximadamente 150 dias de viagem.
Objetivos da missão
Vénus é o planeta do Sistema solar mais parecido com a Terra. Embora tivessem tamanho e composição química na época em que foram formados, a evolução posterior destes dois planetas foi muito diferente.
Espera-se que a nave Vênus Express possa fornecer uma contribuição significativa para a compreensão da estrutura da atmosfera venusiana e também para que se possa entender as mudanças que a fizeram evoluir para o estado atual, caracterizado por um intenso efeito de estufa. Este conhecimento pode contribuir para o estudo das mudanças climatéricas na Terra. Em setembro de 2010 foram divulgadas imagens que mostram a existência de vórtices próximos do polo sul do planeta, semelhantes aos que se observam em Saturno.
A Vênus Express também é utilizada para tentar detectar sinais de vida na Terra. Nas imagens feitas pelas câmaras da sonda, o nosso planeta ocupa uma área menor do que um pixel, uma situação parecida com o que se espera observar nas imagens de alguns exoplanetas semelhantes à Terra. Essas observações são então utilizadas para desenvolver métodos que possibilitem detectar planetas habitáveis em torno de outras estrelas.
As missões JAXA - Japão
No dia 21 de Maio de 2010, a Agência Espacial Japonesa JAXA, procedeu ao lançamento a partir do Centro Espacial Tanegashima da nave AKATSUKI (inicialmente designada por Planet-C) cujo objetivo era estudar as variações climáticas do planeta Vénus. Depois de perder a sua primeira oportunidade de orbitar Vénus, há dois anos, a sonda japonesa Akatsuki está pronta para um retorno em 2015, disseram os cientistas da missão.
A sonda Akatsuki - cujo nome significa "Amanhecer", em japonês - deveria começar a circular Vénus em dezembro de 2010, mas o seu motor principal não funcionou durante uma manobra de inserção orbital, e a sonda navegou para outra órbita. Apesar do motor principal da Akatsuki ter sido declarado não operacional, a sonda deverá ser capaz de alcançar a órbita de Vénus em novembro de 2015, utilizando os propulsores auxiliares que têm como função controlar a atitude da nave (orientação angular em relação a um triedo de referência).
As esperanças dos cientistas da missão renovaram-se em novembro do ano passado, quando esses motores permitiram a realização de uma manobra que permitirá a inserção da sonda em órbita no ano de 2015.
Akatsuki tem ainda que enfrentar outros desafios. Depois de perder Vénus há dois anos, a sonda navegou para uma órbita solar que trouxe a sonda para mais perto da nossa estrela do que previsto. Como resultado, a temperatura da sonda foi aumentando cada vez mais com a aproximação ao sol.
A sonda Akatsuki com um custo de 300 milhões de dólares foi lançada em maio de 2010 junto com a vela solar do Ikaros JAXA, que orbita com sucesso o espaço profundo. Akatsuki estava destinada a passar dois anos em órbita do planeta Vénus, estudando as suas nuvens, atmosfera e clima, de forma a encontrar pistas sobre como este planeta se tornou tão quente e aparentemente inóspito para a vida.
Akatsuki foi a segunda sonda não tripulada japonesa a visitar outro planeta. A primeira foi a sonda Nozomi, que não conseguiu entrar em órbita de Marte em 2003.
Referências:
http://pt.wikipedia.org/wiki/Explora%C3%A7%C3%A3o_de_V%C3%AAnus
http://www.stp.isas.jaxa.jp/venus/top_english.HTML
http://www.ajax.ehu.es/VEX/index.sp.HTML
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