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.

Vénus

Dados Astronómicos

Orbita

Sol

Distância média ao Sol (UA)

0.72333

Excentricidade orbital

0.0067

Período sideral (dias)

224.701

Inclinação orbital

3.39º

Velocidade orbital média (km/s)

35.02

Período de rotação (dias)

-243.686

Inclinação do eixo de rotação

177.36º

Magnitude visual máxima

-4.4

Número de Satélites

0

Dados Físicos

Raio equatorial (km)

6051.8

Massa (kg)

4.8685 X 1024

Volume (km3)

92.843 X 1010

Densidade média (g/cm3)

5.243

Gravidade à superfície no equador (m/s2)

8.87

Velocidade de escape equatorial (km/s)

10.36

Temperatura média à superfície (K)

737

Albedo normal

0.65

Momento magnético dipolar (Gauss R3)

0

Pressão atmosférica à superfície (mbar)

92 000

Composição da atmosfera (vol%)

CO2(96.5), N2(3.5)

Dados Históricos

Descobridor

-

Data

-

Missões espaciais

Venera 1-16; Mariner 10; Pioneer 12,13; Vega 1,2; Galileo; Magellan