Vénus

Vénus é o objecto mais brilhante do firmamento a seguir à Lua e ao Sol, pelo que despertou a atenção do Homem desde os tempos mais remotos. Tal como no caso de Mercúrio, até ao auge da astronomia grega pensava-se que a estrela da manhã e a estrela da tarde eram dois corpos diferentes: Eosphorus e Hesperus.

Galileu foi o primeiro a observar que Vénus apresenta fases, como a Lua (e, aliás, como Mercúrio). Na verdade, todos os planetas apresentam a fase gibosa, mas só Mercúrio e Vénus podem apresentar as fases falcadas. A observação, por Galileu, das fases de Vénus foi um dos principais suportes do heliocentrismo.

A razão por que Vénus tem um albedo tão alto (é tão brilhante) é que este planeta se encontra coberto por uma espessa e densa camada quase uniforme de nuvens, compostas predominantemente por ácido sulfúrico e dióxido de carbono, que reflectem a luz solar (Figura 1).

Figura 1 – O crescente de Vénus visto pelo telescópio espacial Hubble. Notem-se os padrões de circulação atmosférica definidos pelas nuvens. NASA.

A pressão atmosférica à superfície de Vénus é da ordem das 90 atmosferas, idêntica à pressão a 1 km de profundidade nos oceanos terrestres.

A atmosfera de Vénus produz um intensíssimo efeito de estufa, o que explica que a temperatura à superfície do planeta varie pouco à volta dos 470ºC - mais quente que Mercúrio, apesar de estar quase ao dobro da distância do Sol. A exploração de Vénus vai seguramente ajudar-nos a compreender o efeito de estufa na Terra.

A espessa camada de nuvens que cobre todo o planeta levou a que só em 1962 se conhecessem as características da sua rotação, por observação de ecos radar a partir da Terra. Descobriu-se, com surpresa, que Vénus roda no sentido retrógrado (o Sol nasce a ocidente) e que o dia venusiano é mais extenso que o ano (243 contra 224 dias terrestres).

Apesar destas condições quase “infernais”, Vénus é o planeta mais semelhante à Terra: tem uma atmosfera, tem cerca de 95% do diâmetro da Terra e 80% da sua massa - o que indica uma composição semelhante, que foi confirmada pelas sondas soviéticas Venera. Além disso, ambos os planetas têm poucas crateras de grande dimensão, um sinal de superfícies relativamente jovens. A técnica de contagem de crateras na superfície venusiana, e a comparação desses dados com contagens de crateras e datações radiométricas da Lua, sugerem que os terrenos mais antigos de Vénus não terão mais de 800 MA (milhões de anos). Isto só é explicável por um extenso vulcanismo e, de facto, as imagens da sonda Magellan (Magalhães) mostraram inúmeros vulcões, de tipos distintos. Encontram-se grandes vulcões-escudo, como o Monte Sif (Figura 2), semelhantes aos do Havai, na Terra ou o monte Olimpo e os montes Tharsis, de Marte, associados a vulcanismo basáltico. Muito interessantemente, também se encontram vulcões-panqueca, por vezes em alinhamentos, (Figura 3) que aparentam ter tido expulsão de lavas viscosas, o que indica serem de composição intermédia a ácida. Este tipo de vulcanismo muito diferenciado associa-se na Terra a limites convergentes de placas tectónicas. Pode-se inferir, portanto, que Vénus já deve ter tido uma tectónica activa. Dados recentes indicam que pode haver ainda vulcanismo activo em Vénus.

Figura 2 – O monte Sif, em imagem de cores falsas, obtida pela sonda Magellan. NASA.

Figura 3 – Vulcões-panqueca. NASA.

A estrutura interna de Vénus também deve ser análoga à da Terra: uma crosta, por vezes espessa (da ordem dos 100 km), um manto silicatado parcialmente fluído e um núcleo metálico sólido, com cerca de 6000 km de diâmetro (Figura 4).

Figura 4 – Estrutura interna de Vénus. C. Hamilton.

Esta estrutura é a necessária para haver um campo magnético dipolar mas a verdade é que Vénus não o possui; a baixa velocidade de rotação tem sido apontada como a causa desta ausência de magnetismo.

É claro que só a sismologia poderá esclarecer definitivamente a estrutura interna de Vénus, como a de todos os planetas, pelo que se espera que próximas missões possam fazer experiências nesta área.

Figura 5 – Fotomosaico radar obtido pela sonda Magellan. Cores calibradas a partir das imagens Venera 13 (Figura 7). A zona central mais clara é Aphrodite Terra, a mais alta e extensa região montanhosa de Vénus. NASA.

Figura 6 – Altimetria. NASA.

Figura 7 – Panorâmica do solo de Vénus, a leste de Phoebe Regio (7.5° S, 303° E), obtido pela câmara a bordo da sonda Venera 13. NASA.