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El universo como nunca antes lo habías visto
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Venus es el segundo planeta desde el Sol y el sexto en orden de tamaño. La órbita de Venus es la más circular de todas las del sistema solar, con una excentricidad menor de 1%. Venus (Griego: Afrodita; Babylonio: Ishtar) es la diosa del amor y la belleza. El planeta fue llamado así probablemente debido a que es el más brillante de los planetas conocidos en la antiguedad. (Salvo pocas excepciones, los accidentes de la superficie de Venus tienen nombres femeninos.) Venus es conocido desde tiempos prehistóricos. Es el objeto más brillante del cielo a excepción del Sol y la Luna. Al igual que Mercurio, se creía comunmente que se trataba de dos cuerpos celestes: Eosphorus como estrella matutina y Hesperus como estrella vespertina, pero los astrónomos griegos ya conocían la verdad. Dado que Venus es un planeta inferior, muestra fases al ser observado con telescopio desde la Tierra. La observación por parte de Galileo de este fenómeno fué un dato importante en favor de la teoría heliocéntrica de Copérnico. La primera sonda en visitar Venus fué el Mariner 2 en 1962. Posteriormente fué visitado por muchas otras (más de 20 en total), incluyendo el Pioneer Venus y la soviética Venera 7, la primera astronave en aterrizar en otro planeta, y la Venera 9 que proporcionó las primeras fotografías de la superficie (izquierda). Más recientemente, la astronave estadounidense en órbita Magellan ha producido detallados mapas de la superficie venusina mediante radar (encima). La rotación de Venus es insólita ya que es muy lenta (243 días terrestres por cada día venusino, ligeramente mayor que el año venusino) y retrógrada. Además, los periodos de rotación de venus y de su órbita están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara hacia la Tierra cuando los dos planetas están a su mínima distancia. Se desconoce si se trata de un efecto de resonancia o es meramente una coincidencia. Venus se ha
considerado a veces como un planeta gemelo de la
Tierra. En algunos aspectos son muy similares:
Probablemente Venus tuvo alguna vez grandes cantidades de agua como la Tierra, pero toda ella ha hervido y desaparecido. Actualmente Venus es muy seco. La Tierra habría seguido el mismo curso de haber estado más cerca del Sol. Podemos aprender mucho sobre la Tierra analizando porqué un Venus tan similar se ha convertido en algo tan diferente. La mayor parte de la superficie de Venus consiste en llanuras ligeramente onduladas con poco relieve. También tiene algunas amplias depresiones: Atlanta Planitia, Guinevere Planitia, Lavinia Planitia. Hay dos grandes areas sobreelevadas: Ishtar Terra en el hemisferio norte (del tamaño de Australía) y Aphrodite Terra a lo largo del ecuador (del tamaño de Sudamérica). El interior de Ishtar consiste fundamentalmente en una altiplanicie, Lakshmi Planum, rodeada por las montañas más altas de Venus, entre ellas los enormes Montes Maxwell. Datos del radar de barrido del Magellan muestran que gran parte de la superficie de Venus está cubierta de coladas de lava. Hay varios grandes volcanes (similares a los de Hawai o al Olympus Mons) tales como el Sif Mons (izquierda). Recientes hallazgos indican que Venus es volcánicamente activo, pero sólo en unos pocos puntos calientes; en su mayor parte ha estado geológicamente tranquilo durante los últimos millones de años. No hay cráteres pequeños en Venus. Parece que los meteoritos pequeños se queman en la densa atmósfera antes de llegar a la superficie.Los cráteres en venus se presentan agrupados indicando que los grandes meteoritos que alcanzan la superficie se suelen romper en la atmósfera. El terreno más viejo de Venus parece tener unos 800 millones de años de edad. Un intenso vulcanismo en ese momento borró la superficie anterior incluyendo cualquier posible crater de la historia previa de Venus. Las imágenes de la sonda Magellan muestran una amplia variedad de rasgos interesantes como los volcanes en torta (pancake volcanoes) que parecen ser erupciones de lava muy gruesa y las coronas (coronae) que podrían ser cúpulas colapsadas sobre grandes cavidades de magma.
Venus no tiene campo magnético, quizás a causa de la lentitud de su rotación. Venus no tiene ningún satélite, sin embargo casi lo llegó a tener. Neith, la "Luna" de Venus, 1672-1892En 1672, Giovanni Domenico Cassini, uno de los astrónomos destacados de la época, reparó en una pequeña compañera cercana a Venus. ¿Tenía Venus un satélite? Cassini decidió no anunciar su observación, pero 14 años después, en 1686, vio de nuevo el objeto, y lo anotó en su diario. Estimó que el objeto tenía 1/4 del diámetro de Venus, y mostraba la misma fase que Venus. Más tarde, el obeto fue observado por otros astrónomos: James Short en 1740, Andreas Mayer en 1759, J. L. Lagrange en 1761 (Lagrange anunció que el plano orbital del satélite era perpendicular a la eclíptica). Durante 1761 el objeto fue visto un total de 18 veces por cinco astrónomos. Las observaciones de Scheuten el 6 de junio de 1761 fueron especialmente interesantes: vio a Venus en tránsito a través del disco solar, acompañado por una mancha oscura más pequeña en un lado, y que seguía a Venus en el tránsito. Sin embargo, Samuel Dunn, en Chelsea, Inglaterra, que también observó ese trásito, no vio ninguna mancha adicional. En 1764 hubo 8 observaciones de dos astrónomos. Otros observadores intentaron ver el satélite pero fallaron en su intento. Ahora el mundo astronómico se enfrentaba a una controversia: algunos astrónomos habían informado que habían visto el satélite, mientras que otros habían fallado en encontrarlo a pesar de sus esfuerzos. En 1766, el director del observatorio de Viena, Father Hell (!), publicó un tratado en el que declaraba que todas las observaciones del satélite fueron ilusiones ópticas -- la imagen de Venus es tan brillante que es reflejada en el ojo de nuevo hacia el telescopio, creando una imagen secundaria a menor escala. Otros publicaron tratados declarando que las observaciones eran reales. J. H. Lambert de Alemania publicó elementos orbitales del satélite en el Berliner Astronomischer Jahrbuch, en 1777: distancia media 66,5 radios de Venus, periodo orbital 11 días y 3 horas, inclinación con la eclíptica 64 grados. Se esperaba que el satélite se pudiese ver durante el tránsito de Venus delante del Sol el 1 de junio de 1777 (es evidente que Lambert cometió un error al calcular estos elementos orbitales: a 66,5 radios de Venus, la distancia a Venus es casi la misma que la distancia de nuestra Luna a la Tierra. Esto encaja muy mal con el periodo orbital de 11 días, o con algo más de 1/3 del periodo orbital de nuestra Luna. La masa de Venus es un poco menor que la masa de la Tierra). En 1768 hubo una observación más del satélite, por Christian Horrebow, en Copenhague. También hubo tres búsquedas, una hecha por uno de los grandes astrónomos de todos los tiempos, William Herschel -- los tres fallaron en encontrar el satélite. Muy al final del juego, F. Schorr de Alemania intentó hacer una justificación del satélite en un libro publicado en 1875. En 1884, M. Hozeau, director ex-director del Observatorio Real de Bruselas, sugirió una hipótesis diferente. Analizando las observaciones disponibles, Hozeau concluyó que la luna de Venus aparecía cerca de Venus aproximadamente cada 2,96 años, o 1.080 días. Hozeau sugirió que no era una luna de Venus, sino un planeta que orbitaba el sol una vez cada 283 días, estando así en conjunción con Venus cada 1.080 días. Hozeau lo nombró Neith, tras la misteriosa diosa de Sais, cuyo velo ningún mortal levantó. En 1887, tres años después de que la "luna de Venus" hubiese sido revivida por Hozeau, la Academia de Ciencias de Bélgica publicó un documento donde se investigaban en detalle todas y cada una de las observaciones. Varias observaciones del satélite eran en realidad estrellas cercanas a Venus. Las observaciones de Roedkier metieron la pata especialmente bien -- ¡le engañaron, sucesivamente, Chi Orionis, M Tauri, 71 Orionis y Nu Geminorum! James Short vio en realidad una estrella algo más débil que la octava magnitud. Todas las observaciones de Le Verrier y Montaigne se podrían explicar de manera similar. Los cálculos orbitales de Lambert fueron demolidos. La última observación, llevada a cabo por Horrebow en 1768, podría atribuírsele a Theta Librae. Tras la publicación de este documento, sólo se informó de una observación más, de un hombre que previamente ya había hecho una búsqueda del satélite, y fallado en su intento: el 13 de agosto de 1892 E. E. Barnard registró un objeto de magnitud 7 cerca de Venus. No hay ninguna estrella en la posición registrada por Barnard, y su vista era notablemente buena. Todavía no sabemos qué vio. ¿Fue un asteroide aún no registrado? ¿O fue una nova de vida corta que nadie más vio?
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La
presión de la atmósfera de Venus en la superficie es de 90
El
interior de Venus podría ser muy similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de
unos 3.000 km de radio y un manto de roca fundida que comprende la mayoria del
planeta. Los análisis de los datos gravitacionales del Magellan indican que la
corteza de Venus es más fuerte y más gruesa de lo que se pensaba. Como en la
tierra, la