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Escrito por Isaac Lozano Rey   
jueves, 05 de abril de 2007



[ÍNDICE] - SOL - MERCURIO - VENUS - LA TIERRA (Y LA LUNA) - MARTE - JÚPITER - SATURNO - URANO - NEPTUNO - PLUTÓN
VENUS



Éste es Venus, el planeta gemelo de la Tierra. O al menos eso es lo que se pensaba antes de la llegada de sondas al planeta, que desvelaron un mundo muy diferente del que esperábamos. Es uno de los "puntos" más brillantes del cielo, aunque sólo lo podemos ver por las tardes o las mañanas.

 


MITOLOGÍA E HISTORIA

Desde la antigüedad y al igual que Mercurio, las apariciones de Venus por las tardes y por las noches confundieron a las civilizaciones, que pensaban que eran en realidad dos planetas, en lugar de uno.

El documento más antiguo que se tiene es de los babilonios, allá por año 1.600 a.C., y el documento fue encontrado en la biblioteca de Ashurbanipal. Este documento mostraba la apariencia del planeta Venus por un período de 21 años. Éste nunca se separaba más de 48º a ambos lados del Sol. Por ello pensaban que veían una estrella matutina y otra vespertina, tanto los sumerios como los babilonios. Los primeros babilonios llamaban a Venus Nindaranna, aunque más tarde los babilonios y los sumerios lo llamaron Dil-bat y Dil-i-pat. Los akkadianos lo asociarían con Ishtar, patrona de las prostitutas y de las cervecerías (en la religión mesopotámica, Ishtar era la diosa de la guerra y el amor sexual).

En la China antigua, Venus era llamado "‘tai bai" o "tai bai jin xing". Tai bai jin xing era el dios de la mitología antigua. Para los mayas, Venus era el planeta más importante, el dios Quetzalcoatl, por ejemplo, estaba identificado con Venus. El código Dresden, también de los mayas, contiene tablas de las apariencias del planeta, y fue usado para predecir el futuro. Era a veces llamado Chak 'ek, que significa Gran Estrella.

Aún los antiguos griegos pensaban que el Venus matutino y el vespertino eran dos objetos diferentes. Así pues, a la estrella matutina la llamaban Phosphorus o Lucifer (que significa el que trae la luz, porque cuando salía Venus por las mañanas, inmediatamente salía el Sol) y a la estrella vespertina Hesperus. Pero pronto, un importante filósofo griego descubrió que ambos eran en realidad una sola estrella, y es que cuando uno aparecía por la mañana, el otro estaba ausente por la tarde, y viceversa. Tras esto, los griegos llamaron a Venus Afrodita, por ser la diosa del amor y de la belleza. Los romanos le pusieron el nombre por el que conocemos al planeta hoy en día: Venus, la diosa del amor.

El primero en observar las fases de Venus sería, como no, Galileo Galilei, en diciembre de 1610. Sus observaciones demostraban que el planeta parecía más grande en su fase creciente y más pequeño cuando se veía en fase llena. Esto reforzó el modelo heliocéntrico copernicano.

Posteriormente varios astrónomos hicieron mapas de la supuesta superficie de Venus, uno de ellos, F. Fonatana, en 1645, dibujó un mapa de Venus con océanos y continentes, pero se trataba simplemente de ilusiones ópticas.

Y por supuesto no hay que olvidarse de los tránsitos planetarios de Venus (el último ocurrió en 2004, y el próximo en el año 2012). Estos son eventos muy poco frecuentes, a diferencia de los de Mercurio. Kepler había predicho el tránsito de Venus y de Mercurio de 1631, pero él había fallecido un año antes. El de Venus no fue visible en Europa, por lo que los científicos europeos no pudieron observarlo, aunque sí fue visible en América. Pero la primera vez que se observó un tránsito de Venus fue en el año 1639, cuando el inglés Jeremiah Horrocks enfocó la imagen del Sol en un trozo de cartulina y esperó a que Venus pasara por el disco de la estrella; así, pudo emperzar a observar el tránsito a las 3:15 pm, del que finalmente dedujo que el Sol estaba a 95 millones de km de la Tierra. Su amigo William Crabtree también pudo observar el tránsito en Manchester, pero se quedó tan asombrado de la observación que no hizo mediciones. Este tránsito desmintió que los de Venus se produjeran cada 120 años, como Kepler había dicho.

La siguiente observación de un tránsito sería mucho más tarde, en 1761. Entonces, astrónomos de todo el mundo se movilizaron para observar este tránsito, pues se pretendía calcular exactamente el valor de la Unidad astronómica (distancia Tierra-Sol). Como contexto, hay que resaltar la Guerra de los Siete Años, un conflicto casi global. La Académie Royale des sciences francesa (Academia Real de las Ciencias) organizó tres campañas observacionales, dos de ellas en países aliados. César-François Cassini de Thury fue a Viena invitado por el archiduque Archduke Joseph, mientras que Jean Chappe d'Auteroche fue invitado por Czarina Elisabeth para ir a un pueblo de Siberia. La tercera campaña francesa, de Alexandre Guy Pingré, fue a la isla de Rodriguez, en Madagascar. Un cuarto astrónomo francés, Guillaume Joseph Hyacinthe Jean-Batiste Le Gentil de LaGalaisière, fue por mar a Pondichery, en la India, pero antes de llegar, Pondichery había sido tomado por los ingleses, por lo que retrocedió hasta la isla de Mauritius, para esperar al siguiente tránsito que se produciría 8 años más tarde. Por último, otro francés, Joseph-Jérôme Lefrançois de Lalande, observó el tránsito desde el Palacio de Luxemburgo de Paris. Por su parte, los británicos enviaron dos expediciones a países más distantes. Nevil Maskelyne fue a la isla de Santa Helena, pero no pudo observar el tránsito debido al mal tiempo. El equipo de Charles Mason, James Bradley y Jeremiah Dixon partió hacia Bencoolen, en Sumatra, pero al igual que los franceses, tuvieron que retroceder porque la ciudad había sido tomada por los franceses (si hubieran hecho al revés...), por lo que al final vieron el tránsito desde Ciudad del Cabo. Otro inglés, ohn Winthrop, profesor de la Universidad de Harvard, fue a St John (Newfoundland) donde vio el tránsito con éxito. Otros países también participaron en este tránsito: Maximilian Hell de Alemania lo hizo desde Viena, Petr Wargentin de Suecia desde Estocolmo, Christian Horrebow de Dinamarca desde Copenhague, Eustacio Zanotti de Italia desde Bologna, y el portugués De Almeida desde Oporto. A esto hay que sumarle 4 astrónomos holandeses. En total el número total de observaciones por todo el mundo ascendió a 120, desde 62 lugares. Dos españoles colaboraron con la observación: Vicente Tofiño (del Observatorio de la Armada en Cádiz) y el Padre Riegel, del Colegio Imperial de Madrid.

La siguiente observación de un tránsito, unos pocos años después (1769) congregó a muchos más científicos y aficionados. Por ejemplo, James Cook pudo ver este fenómeno, justo en su primer viaje. Una de las observación con mejores resultados fue la realizada en la península de Baja California por el francés Jean-Baptiste Chappe D'auteroche al que acompañaban los españoles Vicente de Doz y Salvador Medina y el mejicano Joaquín Velázquez Cárdenas de León.

En 1874, se volvió a repetir otro nuevo tránsito venusiano, y esta vez los avances técnicos auguraban mejores resultados, puesto que se había introducido la fotografía y se habían mejorado los instrumentos de medida de tiempo. Este tránsito fue visible por Asia y Oceanía.

Los ingleses realizaron 5 expediciones que irían hacia 8 lugares distintos: Egipto, Isla de Rodríguez, Nueva Zelanda, Islas Kerguelen, Port Pallisier y en Islas Sandwich. Además, en Rusia había colocadas 24 estaciones para su seguimiento, distribuidas a lo largo de todo el país. En cuanto a los franceses, organizaron 6 expediciones, que se irían hacia Beijing, Japón, Saigon, Isla Campbell, Isla de St. Paul y en Nueva Caledonia. La política española, que como siempre obstaculizaba el progreso de la ciencia, impidió que se formara alguna expedición, a pesar del interés que habían depositado los científicos.

El tránsito de 1882, el último antes de la era digital, congregó de nuevo a la comunidad científica internacional, y además de ingleses y franceses, ahora las expediciones también las hacían los americanos. Esta vez, los españoles consiguieron montar un expedición, cuando en el congreso Internacional celebrado en París sobre el tránsito de Venus en 1881 asistieron Cecilio Pujazón, director del Observatorio de San Fernando y Tomás Azcárate, profesor de matemáticas del Curso de Estudios Superiores. Las dos estaciones que consiguieron montar estaban establecidas en las Antillas, y el presupuesto habilitado por el gobierno español estuvo fijado en 20.000 pesetas.

Los dos siguientes tránsitos ocupan ya en la época digital, es decir, el ocurrido en el año 2004 y el futuro evento del 2012. El primero de ellos ha sido el de mayor número de observadores, pues la tecnología ha facilitado diversos medios de registro del tránsito, como las webcam, cámaras digitales, retransmisión del tránsito por la red...

Pero antes de estos tránsitos, en el siglo XVIII Schröter observó el planeta Venus y se fijó en unas manchas oscuras de su disco brillante, creyendo que eran altas montañas venusianas. William Herschel, el descubridor del planeta Urano, no estuvo de acuerdo con las observaciones de Schröter, pero sin embargo vio las mismas marcas en Venus. Ambos astrónomos afirmaron que las misteriosas manchitas tenían que ser nubes venusianas, y no montañas como el primero de ellos creía.

Con la aparición de la fotografía se pensaba que las incógnitas se desvelarían, pero las primeras buenas imágenes no fueron tomadas hasta 1923, cuando Frank Elmore Ross fotografió Venus en infrarrojo y ultravioleta desde el Observatorio del Monte Wilson. De nuevo se mostraban rasgos en el ultravioleta, pero fueron explicados como nubes y no como detalles superficiales.

Allá por el siglo XIX, los científicos pensaban que poseía una rotación fija a la estrella, o lo que es lo mismo, que Venus mostraba la misma cara al Sol, como ocurre con la Tierra y la Luna. Esto fue propuesto por el científico italiano Giovanni Schiaparelli. Pero fue finalmente en 1961 y usando el radiotelescopio de Goldstone de California cuando se determinó el período de rotación exacto.


¿GEMELO DE LA TIERRA?

Hasta no hace mucho, se pensaba que el planeta Venus podría ser un gemelo al nuestro, pues tenía un diámetro muy parecido, al igual que su masa, composición.... pero las semejanzas terminan ahí. Venus es un planeta con una atmósfera tan densa que provoca un efecto invernadero insoportable para la vida, con una presión y temperaturas extremas que permiten fundir el plomo.


VIAJE A VENUS

Si pudiéramos estar en Venus y evitar la densa atmósfera que que nos cubriría, veríamos un lento movimiento de las estrellas causado por la lenta rotación de Venus. Pero a cambio de esto, los planetas nos darían unos buenos cielos, y podríamos observar conjunciones preciosas de La Tierra y la Luna con Júpiter y sus satélites, cada grupo luchando por destacar más que el otro en el cielo. El ganador sería La Tierra, con una magnitud de -2.6, y la Luna con 1.39. Por su parte, Júpiter brillaría con -1.6 de m., y sus lunas con magnitudes alrededor de 6. También podríamos ver tránsitos de la Luna con la Tierra.

Pero lo más importante de la vista que tendríamos de Venus sería que el Sol no saldría por el este, como lo hace en la Tierra, sino por el oeste, escondiéndose por el este. Por supuesto, también lo hacen los planetas y demás estrellas del cielo. Esto es debido a que Venus gira al contrario que los demás planetas, teniendo una rotación retrógrada. Los científicos han tratado de explicar este raro caso excepcional en el Sistema Solar atribuyendo su anómala rotación al impacto de un planetoide de dimensiones considerables en algún punto de la formación de nuestro sistema.

Desde la superficie de Venus, los amaneceres se sucederían cada 117 días terrestres. Por su parte, el período de traslación de Venus equivale a 224'7 días terrestres, mientras que su período de rotación sideral (con respecto a las estrellas lejanas) es ligeramente superior, estimado en 243 días terrestres. Esto quiere decir que un día venusiano (recordar que es con respecto a las estrellas del fondo, no de amanecer a amanecer) es más largo que un año

 

 EL PLANETA EN NÚMEROS
Parámetros orbitales y distancias
Distancia al Sol
108.208.930 km
(0,723332 U.A.)
Perihelio
107.476.000 km
Afelio
108.942.000 km
Distancia a la Tierra (máx / mín)
38,2 x 106 km
261,0 x 106 km
Diámetro ecuatorial
12.103,6 km
Excentricidad de la órbita
0,0068
Inclinación de la órbita con respecto a la eclíptica
3,39 º
Oblicuidad de la órbita
177,36 º
Velocidad orbital
Velocidad orbital media
35,0214 km/s
Velocidad orbital máxima
35,26 km/s
Velocidad orbital mínima
34,79 km/s
Períodos de Venus
Período de traslación sideral
224,701 días
0,61 años terrestres
Período de traslación tropical
224,695 días
0,61 años terrestres
Período sinódico
583,92 días
1,6 años terrestres
Período de rotación sideral
-5832,5 horas 243,02 días terrestres
Duración del día
2802,0 horas
116,75 días terrestres
Características generales
Volumen
9,284 x 1011 km3
Masa
4,8685 x 1024 kg
Densidad
5,24 g/cm3
Achatamiento
0,000
Gravedad en superficie
3,70 m/s2
Magnetosfera

La magnetosfera de Venus es casi inexistente.

Visibilidad
Diámetro aparente desde la Tierra en seg. de arcos (máx / mín)
66,0
9,7
Magnitud Visual
-4,40
Máxima magnitud aparente
-4,6
Temperaturas y Atmósfera
Temperaturas media
464 ºC / 737 K
Masa total de la atmósfera
~4,8 x 1020 kg
Composición atmosférica cerca de la superficie
96,5% dióxido de carbono
3,5% nitrógeno
Resto: dióxido de azufre, argón, agua, monóxido de carbono, helio, neón
Número de satélites
Ninguno
Sistema de anillos
No tiene
Notas y aclaraciones
Excentricidad: Relación entre la diferencia de los semiejes y el semieje mayor de la órbita.
Oblicuidad de la órbita:
relación entre el eje de rotación y el plano orbital del planeta.
Sideral: con respecto a las estrellas del fondo
Tropical: con respecto al Sol.
Magnitud Visual: magnitud estando a 1 Unidad Astronómica (U.A.)

 

FOTOGRAFÍAS DE VENUS
Fotografía del tránsito de Venus del año 2004 tomada por el Telescopio Solar sueco
El Sol
Fotografía del tránsito de Venus del año 2004 tomada por la Agrupación Astronómica Sirio
Fotografía de las nubes venusianas
Superficie del caluroso Venus

 

ENLACES DE INTERÉS
Aquí os dejo con una relación de enlaces interesantes si queréis encontrar más información sobre Venus. Algunos de ellos me han ayudado a realizar el artículo que estáis leyendo.
NASA, datos sobre Venus
Más datos
Solarviews
Nineplanets
Venus (Enciclopedia Wikipedia)
Especial tránsito de Venus (año 2004)

 

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EXPLORACIÓN DE VENUS


En 1962 los astrónomos, mediante ondas radio, llegaron a la conclusión de que Venus poseía una rotación inversa al del Sol y el resto de los planetas, menos Plutón.

La sonda soviética Venera 4 tomó muestras de su atmósfera 5 años después. Poco después, el Venera 7 nos informó de las altas temperaturas de la superficie, que llegaban a los 470ºC, y de la elevada presión atmosférica, la cual es 90 veces superior a la existente en la Tierra.

La sonda estadounidense Pioneer-Venus realizó en 1978 un mapa detallado que mostraba un 92% de la superficie de Venus mediante emisiones de radar. La sonda Magallanes realizó un mapa completo de radar.

Venus es el astro más brillante, después del Sol y la Luna, en cierta medida gracias a su densa capa de nubes que refleja la mayor parte de la luz solar. Su atmósfera está compuesta por lo siguiente: un 96% de dióxido de carbono, responsable de sus altas temperaturas; un 3'5% de nitrógeno; y un 0'5% de dióxido de azufre, argón y monóxido de carbono.

En cuanto a la superficie, destaca sobre todo una zona montañosa en el norte llamada Ishtar Terra, cuya montaña más alta, probablemente de origen volcánico, alcanza los 11.800 Km sobre el nivel de referencia. Con respecto a lo demás, un 16% de la superficie queda por debajo del nivel de referencia y un 24% por encima.

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Modificado el ( domingo, 09 de septiembre de 2007 )
 
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