Venus es el segundo planeta en orden de distancia al Sol, el segundo de los planetas telúricos y también es el más cercano a la Tierra. En algunas noches aparece como el objeto más brillante y visible en el cielo, tanto en el crepúsculo como en el amanecer. En ocasiones ha sido confundido por un OVNI.
La fuerte luminosidad de Venus se debe a dos factores: el primero es por la proximidad a nuestro planeta, y el segundo es porque tiene una gran capacidad de reflejar la luz del Sol. El albedo de Venus es de 0,76, lo que significa que el planeta refleja el 76% de la luz solar. Este porcentaje es el máximo que podemos encontrar en el sistema solar, y es debido a las nubes de su atmósfera.
Entre todos los planetas del sistema solar, el planeta Venus es el más parecido a la Tierra en tamaño y estructura. Su diámetro mide 12102 km, muy parecido al diámetro de nuestro planeta. A pesar de esta afinidad, es poco probable que el hombre llegue a aterrizar sobre su superficie debido a las altas temperaturas y a la composición de su densa y venenosa atmósfera, formada en su mayor parte por dióxido de carbono. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre.
Características físicas de Venus:
| Parámetro | Valor |
|---|---|
| Satélites | 0 |
| Diámetro medio | 12102 km |
| Diámetro (Tierra = 1,00) | 0,95 Tierras |
| Volumen | 9,28×1011 km3 |
| Volumen (Tierra = 1,00) | 0,86 Tierras |
| Masa | 4,87×1024 kg |
| Masa (Tierra = 1,00) | 0,82 Tierras |
| Densidad | 5,24 g/cm3 |
Datos de rotación:
| Parámetro | Valor |
|---|---|
| Inclinación del eje de rotación | 177,36° |
| Período de rotación sideral | -243 d 0 h 14 min |
| Día solar (rotación sinódica) | -116 d 18 h |
| Velocidad de escape | 10,36 km/s |
Datos orbitales:
| Parámetro | Valor |
|---|---|
| Excentricidad de la órbita | 0,0068 |
| Perihelio (distancia mínima al Sol) | 0,718 UA |
| Afelio (distancia máxima al Sol) | 0,728 UA |
| Semieje mayor | 0,723 UA |
| Velocidad orbital media | 35,02 km/s |
| Período orbital sideral | 224,70 días |
| Inclinación orbital respecto a la eclíptica | 3,394° |
| Cuerpo celeste anterior | Mercurio |
| Cuerpo celeste siguiente | La Tierra |
Órbita y rotación
La órbita de Venus tiene una excentricidad de 0,0068, por lo que se aproxima mucho a la forma de un círculo, aunque sigue siendo elíptica. Esto significa que hay muy poca diferencia entre la distancia más cercana al Sol (perihelio) y la más lejana (afelio), que corresponde a los valores 0,718 UA y 0,728 UA, respectivamente. Completa un giro alrededor del Sol cada 224,70 días.
Venus tiene unas características muy particulares dentro del sistema solar: aparte de Urano, es el único planeta que gira alrededor de su eje de este a oeste. Los astrónomos llaman al movimiento contrario de Venus movimiento retrógrado. El eje de rotación de Venus está inclinado 177,36°. Su velocidad de rotación es baja: tarda -243 d 0 h 14 min en completar un giro sobre su eje.
Estructura interna
La estructura interna de Venus se divide en tres partes:
- Núcleo (radio = 3500 km)
- Manto (espesor = 2520 km)
- Corteza (espesor = 31 km)
Actualmente existe poca información acerca de la estructura interna de Venus debido a la falta de datos sísmicos. No obstante, teniendo en cuenta el parecido en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra, se considera que el interior de Venus debería tener una estructura similar a la de nuestro planeta.
Por lo tanto, la estructura de Venus debería tener una corteza exterior, un manto de material fundido y un núcleo interior ferroso. La hipótesis prevaleciente es la que asigna un radio de 3500 km al núcleo, un espesor de 2520 km al manto y un espesor de 31 km a la corteza superficial.
| Capa | Espesor | Radio | Diámetro |
|---|---|---|---|
| Núcleo | - | 3500 km | 7000 km |
| Manto | 2520 km | 6020 km | 12040 km |
| Corteza | 31 km | 6051 km | 12102 km |
El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del sistema solar. Esto se debe a su lenta rotación, que es insuficiente para formar una “dinamo interna” de hierro líquido.
La superficie
La superficie de Venus es parecida a un desierto rocoso inmerso en una luz amarillenta, en el que los colores predominantes son el anaranjado y el marrón del terreno. Ésta no puede ser observada desde la Tierra debido a su densa atmósfera. Sin embargo, gracias a la aportación fundamental de la sonda Magellan enviada a Venus en agosto de 1990 se empezó a construir un mapa de su superficie mucho más preciso que los mapas logrados con las aportaciones de anteriores sondas.
Las sondas enviadas, y en especial la Magellan, descubrieron que en Venus hay una actividad volcánica importante. La densa atmósfera del planeta erosiona muy rápidamente la parte superficial del magma, dejando al descubierto una capa de sulfuro de hierro. La composición de las rocas de Venus es similar a las rocas basálticas terrestres, y los fenómenos tectónicos son tan variados que hacen suponer una historia geológica muy compleja.
Casi todas las características superficiales de Venus se apodan en honor a las mujeres históricas y mitológicas. Solamente existen unas pocas excepciones, como el Monte Maxwell y dos regiones elevadas: Alfa Regio y Beta Regio. Estas regiones se apodaron antes de que la UAI (Unión Astronómica Internacional) adoptase el sistema de nombramiento actual.
Geografía: los continentes del planeta Venus
Se han identificado dos grandes regiones en Venus que podrían asociarse al concepto de continentes porque están a una altura mayor que la del nivel medio del terreno. Estas zonas se llaman la Tierra de Ishtar y la Tierra de Afrodita. La primera se encuentra en el hemisferio norte y la segunda a caballo del ecuador hacia el sur.
La Tierra de Ishtar tiene una extensión ligeramente inferior a la de Estados Unidos y en ella se alzan los picos más altos del planeta, los montes Maxwell, que alcanzan una altura de 11 kilómetros.
La Tierra de Afrodita es más extensa y tiene una superficie mayor que África. De ella surge el Monte Maat, un volcán de 8 km de altura, alrededor del cual se extienden sobre la llanura coladas de lava recientes, que atestiguan la presencia de actividad volcánica en Venus.
La atmósfera
Su atmósfera está compuesta prácticamente por dióxido de carbono, en un 96,5% del total. El 3,5% restante es nitrógeno con trazas de oxígeno, monóxido de carbono, argón y dióxido de azufre. Dado que los componentes de la atmósfera venusiana son bastante pesados, es evidente que la presión en el suelo es mucho mayor que la de la Tierra, siendo ésta de 90 a 95 atmósferas. Un astronauta sometido a esta presión sería aplastado al instante.
Además, esta mezcla de gases es muy venenosa para un ser humano. Esta densa atmósfera y su composición provocan un efecto invernadero muy acentuado, haciendo que su temperatura llegue hasta los 475 °C. Este hecho provoca que Venus sea más caliente que Mercurio a pesar de encontrarse al doble de distancia al Sol y de recibir solamente el 25% de su radiación solar.
Los fuertes vientos de la zona atmosférica superior pueden alcanzar los 350 km/h, a pesar de que cerca del suelo, los vientos son mucho más lentos y no alcanzan los 5 km/h debido a un alto incremento de la presión atmosférica. Las nubes de Venus son gruesas y están compuestas principalmente de dióxido de azufre y ácido sulfúrico.
