Venus

planeta do Sistema Solar

Venus ♀
Venus dende a Pioneer, o 26 de febreiro de 1979.
Descubrimento
Descuberto por civilizacións antigas
Descuberto na antigüidade
Características da órbita (Época J2000)
Eixe semi-maior 108 208 926 km
(0,72333199 AU)
Circunferencia orbital 0,68 Tm
(4,545 AU)
Excentricidade orbital 0,00677323
Perihelio 107 476 002 km
(0,71843270 AU)
Afelio 108 941 849 km
(0,72823128 AU)
Ano sidéreo (Período orbital sidéreo) 224,70096 días terrestres

(0,6151977 anos terrestres)

Período Sinódico 583,92 días terrestres
Velocidade Orbital Media 35,02 km/s
Velocidade Orbital Máxima 35,259 km/s
Velocidade Orbital Mínima 34,784 km/s
Inclinación Orbital en relación coa Eclíptica 3,39471°
(3,86° respecto ó ecuador solar)
Lonxitude do nodo ascendente 76,68069°
Argumento do perihelio 54,85229°
Satélites 0
 
Características físicas
Diámetro ecuatorial 12 103,7 km

(0,949 Terra)

Área superficial (superficie) 4,60×108 km²

(0,902 Terra)

Volume 9,28×1011 km³

(0,857 Terra)

Masa 4,8685×1024 kg

(0,815 Terra)

Densidade 5,204 g/cm³
Gravidade no Ecuador 8,87 m/s²
(0,904 gee)
Velocidade de Escape 10,36 km/s
Período de rotación -243,0185 días terrestres
Velocidade de Rotación 6,52 km/h (no ecuador)
Inclinación do eixe de xiro 2,64°°
Ascensión Recta
do Polo Norte
272,76° (18 h 11 min 2 s)
Declinación 67,16°
Albedo 0,65
Temperatura
- min
- media
- max

228 K(alto nubes)
737 K
773 K
Presión Atmosférica Superficial 9321,9 kPa
 
Constituíntes Atmosféricos
Dióxido de carbono 96%
Nitróxeno 3%
Dióxido de xofre

Vapor de auga
Monóxido de carbono
Argon
Helio
Neon
Sulfuro de carbono
Fluoruro de hidróxeno
Cloruro de hidróxeno

trazas

Venus é o segundo planeta do sistema solar en orde de proximidade ao Sol e o terceiro en canto a tamaño en orde ascendente despois de Mercurio e Marte e ten algunhas características peculiares. Do mesmo xeito que Mercurio, carece de satélites naturais. A súa órbita é unha elipse cunha excentricidade de menos do 1 %, formando a órbita máis circular de todos os planetas; apenas supera a de Neptuno. Este planeta ademais posúe o día máis longo do sistema solar —243 días terrestres—, o seu movemento é dextróxiro, é dicir, xira no sentido das agullas do reloxo, contrario ao movemento dos outros planetas. Por iso, nun día venusiano o Sol sae polo oeste e ponse polo leste. As súas nubes, con todo, poden dar a volta ao planeta en catro días terrestres. De feito, previamente a estudalo con naves non tripuladas na súa superficie ou con radares, pensábase que o período de rotación de Venus era duns catro días terrestres.

Trátase dun planeta interior de tipo rochoso e terrestre, chamado con frecuencia o planeta irmán da Terra, xa que ambos son similares en canto a tamaño, masa e composición, aínda que totalmente diferentes en cuestións térmicas e atmosféricas (a temperatura media de Venus é de 463,85 °C). A súa atmosfera chega a ser extremadamente densa nas capas interiores, o que lle produce, xunto coa súa composición, un efecto invernadoiro moi forte, que mantén a súa superficie a uns 500 °C. A súa presión atmosférica é 90 veces superior á terrestre; é, por tanto, a maior presión atmosférica de todos os planetas rochosos do sistema solar. É de cor branca/amarelada pola súa atmosfera composta maioritariamente por dióxido de carbono (CO2), ácido sulfhídrico (H2S) e nitróxeno (N2).

A pesar de situarse máis lonxe do Sol que Mercurio, Venus posúe a atmosfera máis quente do sistema solar; isto débese a que está principalmente composta por gases de efecto invernadoiro, como o dióxido de carbono, atrapando moito máis calor do Sol. Actualmente carece de auga líquida e as súas condicións en superficie considéranse incompatibles coa vida coñecida, aínda que en descubrimentos recentes atopouse fosfina na súa superficie nebular, unha molécula que na Terra é xerada por microbios, o que dá indicios dunha posible existencia de vida.[1] Con todo, o Instituto Goddard de Estudos Espaciais da NASA e outros postularon que no pasado Venus puido ter océanos[2][3][4] con tanta auga como o océano terrestre[5] e reunir condicións de habitabilidade planetaria.[3][4][6][7]

Ao atoparse Venus máis próximo ao Sol que a Terra, sempre se pode atopar nas inmediacións do Sol (a súa maior elongación é de 47,8°), polo que desde a Terra pódese ver só durante unhas poucas horas antes do orto (saída do Sol) nuns determinados meses do ano; tamén durante unhas poucas horas despois do ocaso (posta do Sol) no resto do ano. A pesar diso, cando Venus é máis brillante pode ser visto durante o día, sendo un dos tres únicos corpos celestes que poden ser vistos de día a primeira ollada ademais da Lúa e o Sol. Venus pode proxectar sombras e pode ser visible a simple vista a plena luz do día.[8][9] Polo mesmo motivo, Venus presenta fases tal como o fai a Lúa, se ben non chega a producirse nada máis que unha parte das que corresponden ó noso satélite, pois non pode poñerse de xeito máis afastado do Sol que o que está a Terra. Estas fases foron primeiro observadas por Galileo e foron utilizadas por el como un indicio de que os planetas xiran arredor do Sol. Coñecido como a estrela da mañá (‘Luceiro do alba’) ou da tarde (‘Luceiro vespertino’), cando é visible no ceo nocturno é o segundo obxecto máis brillante do firmamento tras a Luna, polo que Venus debeu ser xa coñecido desde os tempos prehistóricos.[10]

A maioría das antigas civilizacións coñecían os movementos no ceo de Venus, polo que adquiriu importancia en case todas as interpretacións astrolóxicas do movemento planetario. En particular, a civilización maia elaborou un calendario relixioso baseado nos ciclos astronómicos, incluídos os ciclos de Venus.

Venus recibe o seu nome en honra a Venus, a deusa romana do amor (na Grecia antiga, Afrodita). Os adxectivos venusiano/a, venusino/a e venéreo/a (poéticamente) son usados para denotar as características habitualmente atribuídas a Venus/Afrodita. O adxectivo venéreo adoita asociarse ás enfermidades de transmisión sexual. Venus e a Terra (deusa grega Xea) son os únicos planetas do sistema solar con nome feminino. O símbolo do planeta Venus é unha representación estilizada do espello da deusa Venus: un círculo cunha pequena cruz debaixo, utilizado tamén hoxe para denotar o sexo feminino.

Características físicasEditar

Venus é un planeta interior, un dos catro planetas terrestres do Sistema Solar, o que quere dicir que, ao igual que a Terra, é un corpo rochoso. En tamaño e masa é semellante ao noso planeta e adoita ser descrito como "irmá" ou "xemelga" da Terra[11]. O diámetro de Venus é de 12 092 km (só 650 km menos que o da Terra) e a súa masa é o 81,5 % do da Terra. As condicións na superficie venusiana difiren radicalmente das terrestres, debido á súa densa atmosfera de dióxido de carbono. A masa da atmosfera de Venus é un 96,5% dióxido de carbono, sendo a meirande parte do 3,5% restante nitróxeno[12]. A presión na superficie é de 9,3 MPa (93 bares), e a temperatura media da superficie é de 737 ºK (464 °C; 867 °F), por encima do punto crítico dos compoñentes principais o que fai da superficie da atmosfera un fluído supercrítico.

XeografíaEditar

A superficie venusiana foi un tema de especulación ata que algúns dos seus segredos foron revelados pola ciencia planetaria do século XX. Os módulos de aterraxe do programa Venera de 1975 e 1982 enviaron imaxes dunha superficie cuberta de sedimentos e rochas relativamente angulares.[13] Finalmente foi mapeada en detalle polo proxecto Magellan en 199091.[14] O chan amosa a evidencia dun vulcanismo extenso, e o xofre na atmosfera podería indicar que houbo erupcións recentes.[15][16]

Ao redor do 80% da superficie de Venus está cuberta por suaves chairas volcánicas, sendo un 70% chairas con cristas rugosas e o 10% chairas suaves ou lobuladas.[17] Dous "continentes" de terras altas conforman o resto da superficie, un no hemisferio norte e outro xusto ao sur do ecuador. O continente do norte chámase Ishtar Terra por Ishtar, a deidade babilónica do amor, e ten un tamaño semellante ao de Australia. Maxwell Montes, a montaña máis alta do planeta, atópase en Ishtar Terra. A súa cima está a 11 km sobre a elevación media de Venus.[18] O continente do sur chámase Aphrodite Terra, pola deusa grega do amor, e é o máis grande dos dous, do tamaño de Suramérica. Unha rede de fracturas e fallas cobre a meirande parte desta área.[19]

A falta de probas de fluxo de lava, xunto con que non hai ningunha caldeira visible, segue a ser un enigma. O planeta ten poucos cráteres de impacto, demostrando que a superficie é relativamente nova, duns 300–600 millóns de anos.[20][21] Ademais dos cráteres, as montañas e o vales que adoitan a atoparse en planetas rochosos, Venus ten algunhas características superficiais únicas. Entre esas están as "farras", estruturas volcánicas altas e chas, que miden uns 20–50 km de diámetro e teñen entre 100 e 1000 metros de alto; as "novae", que son sistemas radiais de fracturas con forma de estrela; fracturas tanto radiais como concéntricas chamadas "arácnidas"; e as "coronae", aneis circulares de fracturas ás veces rodeados por unha depresión. Esas fracturas son de orixe volcánica.[22]

Moitas das características da superficie de Venus foron bautizadas co nome de mulleres históricas e mitolóxicas, en concordancia co nome do planeta.[23] As excepcións son Maxwell Montes, chamado así por James Clerk Maxwell, e as rexións altas Alpha Regio, Beta Regio e Ovda Regio. Estas tres foron bautizadas así antes de que se adoptase o actual sistema pola Unión Astronómica Internacional, o organismo que supervisa a nomenclatura planetaria.[24]

A lonxitude das características físicas de Venus exprésase en relación co seu meridiano principal. O primeiro meridiano orixinal pasou polo punto luminoso do radar no centro do elemento oval Eve, situado ao sur de Alpha Regio.[25] Despois de que se completasen as misións Venera, o meridiano principal foi redefinido para pasar polo pico central do cráter Ariadna en Sedna Planitia.[26][27]

Os terreos de tesera estratigraficamente máis antigos teñen unha emisividade térmica constantemente menor que as chairas basálticas circundantes medidas polas sondas espaciais Venus Express e Magellan, indicando un conxunto de minerais diferente, posiblemente máis félsico.[28][29] O mecanismo para xerar unha gran cantidade de cortiza félsica xeralmente require a presenza de auga oceánica e placas tectónicas, o que implica que nos primeiros tempos de Venus existiron condicións de habitabilidade. Con todo, a natureza dos terreos de teseras dista moito de ser segura.[30]

Xeoloxía da superficieEditar

Gran parte da superficie venusiana semella ter sido moldeada pola actividade volcánica. Venus ten varias veces o número de volcáns da Terra, e posúe 167 grandes volcáns duns 100 km de diámetro. O único complexo volcánico deste tamaño na Terra é o Big Island de Hawai. Isto non se debe a que Venus sexa máis activo volcanicamente que o noso planeta, senón a que a súa cortiza é máis antiga. A cortiza oceánica terrestre está continuamente reciclándose por subdución nos límites das placas tectónicas, e ten unha idade media duns 110 millóns de anos, mentres que a idade da superficie venusiana estímase en 300–600 millóns de anos.

Varias liñas de evidencia apuntan á actividade volcánica en curso de Venus. Durante o programa soviético Venera, as sondas Venera 11 e Venera 12 detectaron unha corrente constante de lóstregos, e a Venera 12 gravou un potente trono pouco despois da súa aterraxe. A Venus Express da ESA gravou moitos lóstregos na atmosfera superior. Aínda que na Terra a chuvia leva a treboadas, non hai chuvias na superficie de Venus (aínda que cae chuvia ácida sulfúrica na atmosfera superior, evapórase ó chegar a uns 25 km sobre a superficie). Unha posibilidade é que as cinzas de erupcións volcánicas xerasen os lóstregos.

Outra evidencia vén das medidas de concentracións de dióxido de xofre na atmosfera, que se reduciron por un factor de 10 entre 1978 e 1986. Isto pode implicar que os niveis fosen anteriormente impulsados por unha erupción volcánica.

Hai case un milleiro de cráteres de impactos en Venus, distribuídos ao longo da súa superficie. Noutros corpos cheos de cráteres, como a Terra ou a Lúa, estes amosan distintos estados de degradación. Na Lúa esta está causada por impactos posteriores, mentres que na Terra é debida á erosión da chuvia e do vento. En Venus, ao redor do 85 % dos cráteres teñen aspecto semellante ó presentado na súa orixe. O número de cráteres, xunto co seu bo estado de conservación, indica que o planeta sufriu un evento global de revestimento hai uns 300-600 millóns de anos, seguido por un descenso da actividade volcánica.

Mentres que a cortiza da Terra está en continuo movemento, Venus non pode soster ese proceso. Sen placas tectónicas para disipar a calor do seu manto, Venus sofre un proceso cíclico no cal as temperaturas do manto aumentan ata que acadan un nivel crítico que debilita a cortiza. Entón, durante un período duns 100 millóns de anos, ocorre a subdución nunha escala enorme, reciclando completamente a cortiza.

Os cráteres venusianos van dende os 3 ata os 280 km de diámetro. Non hai cráteres menores de 3 km debido aos efectos da densa atmosfera sobre os obxectos que a penetran. Os obxectos con menos dunha certa enerxía cinética son freados ata un nivel que non crean un cráter cando impactan. Os proxectís de menos de 50 metros de diámetro fragméntanse e arden na atmosfera antes de acadar o chan.

Estrutura internaEditar

Sen datos sísmicos ou coñecemento do seu momento de inercia, hai pouca información directa dispoñible sobre a estrutura interna e a xeoquímica de Venus.[31] A semellanza en tamaño e densidade coa Terra suxire que comparten unha estrutura interna parella: núcleo, manto e cortiza. Ao igual que a Terra, o núcleo venusiano é parcialmente líquido porque os dous planetas arrefriaron máis ou menos ao mesmo ritmo,[32] aínda que non se pode descartar un núcleo completamente sólido.[33] O tamaño lixeiramente menor de Venus e a súa menor gravidade suxiren que as presións son significativamente menores no interior da parte sólida que a profundidade semellante na Terra.[34] A principal diferenza entre os dous planetas é a falta de evidencia de placas tectónicas en Venus, posiblemente debido a que a súa cortiza é demasiado grosa para subducir, e tampouco ten auga para facela menos viscosa. Isto leva a unha menor perda de calor do planeta, evitando o arrefriamento e proporcionando unha probable explicación á falta dun campo magnético xerado internamente. Porén, Venus pode perder a súa calor interna en grandes eventos periódicos de revestimento.

Atmosfera e climaEditar

Na luz visible, Venus é unha esfera case sen trazos e incolora cunha cuberta de nubes uniforme
Estrutura das nubes da atmosfera venusiana na banda ultravioleta.
Artigo principal: Atmosfera de Venus.

Venus ten unha atmosfera moi densa, formada principalmente por dióxido de carbono, un 3,5% de nitróxeno (ambos existen como fluídos supercríticos na superficie do planeta) e restos doutros gases, incluído o dióxido de xofre.[35] A masa atmosférica é 93 veces a da atmosfera terrestre, mentres que a presión na súa superficie é unhas 92 veces a da Terra (unha presión equivalente á de estar a 1 km de profundidade no océano). A densidade na superficie é de 65 kg/m³, 6,5% da da auga ou 50 veces máis densa que a atmosfera terrestre ao nivel do mar a 293 ºK (20 °C; 68 °F). A atmosfera rica en CO2, xunto con espesas nubes de dióxido de xufre, xeran o maior efecto invernadoiro do Sistema Solar, tendo temperaturas na superficie deata 500 °C. Isto fai a superficie de Venus máis quente que a de Mercurio, que ten unha temperatura superficial mínima de −220 °C e unha máxima de 420 °C, a pesar de que Venus está case ao dobre de distancia do Sol e polo tanto recibe só o 25% da irradiación solar relativa de Mercurio. A superficie de Venus adoita describirse como infernal. Debido ao seu efecto invernadoiro desbocado, científicos como Carl Sagan identificaron Venus como un obxecto de alerta e investigación vinculado ao cambio climático na Terra.[36]

Algúns estudos suxeriron que hai milleiros de millóns de anos a atmosfera venusiana era máis semellante á da Terra do que é, e que debía ter cantidades substanciais de auga líquida na superficie, pero, tras un período de entre 600 millóns e varios milleiros de millóns de anos, un desmedido efecto invernadoiro foi a causa da evaporación de toda a auga da superficie, xerando un nivel crítico de gases invernadoiros na súa atmosfera.[37] Aínda que as condicións na superficie do planeta non son en absoluto hospitalarias para calquera tipo de vida terrestre aparecida antes dese evento, non pode ser excluída a posibilidade de que exista un nicho habitable nas capas de nubes superiores de Venus, a 50 km da superficie, onde se a temperatura oscila entre os 30 e os 80 ºC pero o ambiente é ácido.[38][39][40]

A inercia térmica e a transferencia de calor por ventos na atmosfera inferior fan que a temperatura da superficie de Venus non varíe significativamente entre a cara nocturna e a diúrna, a pesar da lenta rotación do planeta. Os ventos na superficie son lentos, movéndose a uns poucos quilómetros por hora pero, debido á alta densidade da atmosfera na superficie, exercen unha forza significativa contra as obstrucións, e transportan po e pequenas pedras a través da superficie. Isto, por si só, podería facerlle difícil a un humano camiñar, mesmo se a calor, a presión ou a falta de osíxeno non fosen un problema.[41]

Por riba da densa capa de CO2 hai espesas nuber formadas principalmente por dióxido de xofre e pingas de ácido sulfúrico. Esas nubes reflicten e dispersan ao redor do 90% da luz solar que cae nelas devolvéndoas ao espazo, e evitando a observación da superficie venusiana. A cobertura permanente de nubes fai que, aínda que Venus está máis preto do Sol que a Terra, a súa superficie non estea tan ben iluminada. Fortes ventos de 300 km/h na parte superior das nubes rodean o planeta cada catro ou cinco días terrestres.[42] Os rápidos ventos venusianos e a lenta rotación do planeta fan que a relación entre ambos sexa de ata 60 unidades, mentres que os ventos máis rápidos da Terra son só do 10–20% da velocidade de rotación terrestre (0,1-0,2 unidades).[43]

A superficie de Venus é abondo isotérmica; ten unha temperatura case constante non só entre o día e a noite senón tamén entre o ecuador e os polos.[44][45] A oblicuidade da elíptica do planeta é menos dos 3°, comparados cos 23° da Terra, o que tamén minimiza a variación de temperatura estacional.[46] A única variación apreciable da temperatura ocorre coa altitude. En 1995, a sonda Magalláns fotografou unha substancia altamente reflectiva na cima das montañas máis altas que tiña un gran parecido á neve terrestre. Esta substancia podería dicirse que se forma dun proceso semellante ao da neve, aínda que a unha temperatura moito máis alta. Demasiado volátil como para condensarse na superficie, elévase en forma de gas para arrefriarse en elevacións máis altas, onde cae en forma de precipitación. Non se coñece con certeza a identidade desa substancia, pero as especulacións van dende que pode ser teluro elemental ata galena.

As nubes de Venus son capaces de producir lóstregos igual que as da Terra. A existencia de lóstregos ten sido motivo de controversia dende que foron detectados os primeiros tronos polas sondas soviéticas Venera. En 200607 a Venus Express detectou claramente ondas modo whistler, a sinatura do lóstrego. A súa aparición intermitente indica un patrón asociado coa actividade meteorolóxica. A taxa de lóstregos é polo menos a metade que a da Terra. No ano 2007 a sonda Venus Express descubriu que existía un enorme vórtice dobre atmosférico no polo sur do planeta.

Outro descubrimento realizado pola Venus Express en 2011 é que existe unha capa de ozono na atmosfera superior de Venus.

O 29 de xaneiro de 2013 científicos da ESA informaron de que a ionosfera do planeta ten correntes cara o exterior semellantes á cola iónica dun cometa en condicións parecidas.

Campo magnético e núcleoEditar

En 1967 a Venera 4 descubriu que o campo magnético de Venus era moito máis débil que o da Terra. Este campo magnético é inducido por unha interacción entre a ionosfera e o vento solar, en vez de por unha dínamo interna no núcleo como a do interior terrestre. A pequena magnetosfera inducida de Venus protexe dun xeito insignificante a atmosfera contra a radiación cósmica. Esta radiación pode dar lugar a descargas de lóstregos de nube a nube.

A falta dun campo magnético intrínseco en Venus era sorprendente debido ao seu tamaño semellante ao da Terra, e agardábase tamén que contese unha dínamo no seu núcleo. Unha dínamo require tres cousas: un líquido condutor, rotación e convección. Pénsase que o núcleo é electricamente condutor e, aínda que se pensa que a súa rotación é demasiado lenta, as simulacións amosan que é axeitada para producir unha dínamo. Isto implica que a dínamo non existe debida á falta de convección no núcleo venusiano. Na Terra, a convección ocorre na capa líquida exterior do núcleo debido a que a capa líquida inferior está moito máis quente. En Venus, un evento de rexuvenecemento global puido ter pechado a tectónica de placas e reducido o fluxo de calor a través da cortiza. Isto causou que a temperatura do manto aumentase, reducindo así o fluxo de calor fóra do núcleo. Como resultado, non hai unha xeodinámica interna para conducir un campo magnético. No seu lugar, a enerxía calorífica do núcleo úsase para requentar a codia.

Unha posibilidade é que Venus non teña un núcleo interior sólido, ou que o seu núcleo non estea na actualidade arrefriándose, polo que toda a parte líquida do núcleo está aproximadamente á mesma temperatura. Outra posibilidade é que o seu núcleo estea xa completamente solidificado. O estado do núcleo depende moito da concentración de xofre, a cal é descoñecida na actualidade.

A débil magnetosfera ao redor de Venus fai que os ventos solares interaccionen directamente coa atmosfera superior do planeta. Alí, son creados ións de hidróxeno e osíxeno pola disociación de moléculas neutrais da radiación ultravioleta. O vento solar proporciona enerxía que lle dá a algún deses ións a suficiente velocidade para escapar do campo gravitatorio do planeta. Ese proceso de erosión leva a unha perda constante de ións de hidróxeno, helio e osíxeno, mentres que moléculas de maior masa, como o dióxido de carbono, son máis propensas a ser retidas. A erosión atmosférica por vento solar probablemente levou á perda da meirande parte da auga do planeta durante os primeiros mil millóns de anos despois da súa formación.

Venus na cultura popular galegaEditar

Polo feito de ser ou á última estrela visible no mencer ou de aparecer como a primeira estrela no solpor, en galego recibe popularmente os nomes de:

  • estrela da alba, estrela da mañá, estrela do día, estrela panadeira, luceiro da alba, luceiro de amanexo, luceiro do día, luceiro da madrugada, luceiro da mañá, luceiro da mañán, luceiro rabiño.
  • estrela da fortuna, estrela da tarde, estrela do luceiro, luceiro de asexo, luceiro da tarde, luceiro de media noite.

Tamén se coñece, en ámbolos casos, como luceiro ou estreliña do luceiro.

CantigueiroEditar

  • ¡Ai, luceiriño galano, / que desde alá enriba ves todo,/ mírame si a miña nena/ fala ou non fala con outros.
  • Estreliña mariñeira,/ compañeiriña da lúa,/ alúmbrame a min, amante,/ que vou pola rúa escura [47][48].
  • Estreliña mariñeira,/ compañeiriña da lúa,/ o día que te non vexo/ non vexo cousa ningunha [47].
  • Estreliña mariñeira,/ onde te-lo teu descanso?/ Teño á beira do mar/ ou no fondo dun barranco [47] [49]
  • Púxenme a contar estrelas/ e botalas no sombreiro;/ mais non lle puiden dar conto/ hastra que veu o luceiro.

Galería de imaxesEditar

NotasEditar

  1. Nieves, José Manuel (14 de setembro de 2020). "Detectan posibles huellas de vida en Venus". ABC. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  2. Hashimoto, G. L.; et al. (2008). "Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data". Journal of Geophysical Research (en inglés) 113: E00B24. Bibcode:2008JGRE..11300B24H. doi:10.1029/2008JE003134. 
  3. 3,0 3,1 Shiga, David (10 de outubro de 2007). "Did Venus's ancient oceans incubate life?". New Scientist (en inglés). 
  4. 4,0 4,1 Way, Michael J.; et al. (26 de agosto de 2016). "Was Venus the First Habitable World of our Solar System?". Geophysical Research Letters (en inglés). doi:10.1002/2016GL069790. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  5. Agencia Espacial Europea, ed. (18 de decembro de 2008). "Where did Venus's water go?" (en inglés). Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  6. Cabbage, Michael y Leslie McCarthy (11 de agosto de 2016). NASA, ed. "NASA climate modeling suggests Venus may have been habitable" (en inglés). Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  7. Hall, Shannon (10 de agosto de 2016). "Hellish Venus Might Have Been Habitable for Billions of Years". Scientific American (en inglés). Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  8. Lawrence, Pete (2005). "In Search of the Venusian Shadow". Digitalsky.org.uk. Arquivado dende o orixinal o 11 de xuño de 2012. Consultado o 13 June 2012. 
  9. Walker, John. "Viewing Venus in Broad Daylight". Fourmilab Switzerland. Arquivado dende o orixinal o 29 de marzo de 2017. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  10. "How did we discover the planets in our Solar System?". Bitesize (en inglés). Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  11. Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (2004). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer Publishing. p. 61. ISBN 978-3-540-00431-8.
  12. Andrew Ingersoll (2013) Planetary Climates Princeton University Press, p. 12 Author
  13. Mueller, Nils (2014). "Venus Surface and Interior". En Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. Encyclopedia of the Solar System (3rd ed.). Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro do 2022 2021. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  14. N2YO (2011). Real Time Satellite Tracking, ed. "Magellan" (en inglés). Consultado o 5 de xullo de 2022. 
  15. Esposito, Larry W. (9 de marzo de 1984). "Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism". Science 223 (4640). pp. 1072–1074. Bibcode:1984Sci...223.1072E. PMID 17830154. doi:10.1126/science.223.4640.1072. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  16. Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (marzo de 2001). "The Recent Evolution of Climate on Venus" (PDF). Icarus 150 (1). pp. 19–37. Bibcode:2001Icar..150...19B. doi:10.1006/icar.2000.6570. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 23 de outubro de 2003. 
  17. Basilevsky, Alexander T.; Head, James W. III (1995). "Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas". Earth, Moon, and Planets 66 (3). pp. 285–336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/BF00579467. 
  18. Jones, Tom; Stofan, Ellen (2008). Planetology: Unlocking the Secrets of the Solar System. National Geographic Society. p. 74. ISBN 978-1-4262-0121-9. Arquivado dende o orixinal o 16 de xullo de 2017. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  19. Kaufmann, W. J. (1994). Universe. Nova York: W. H. Freeman. p. 204. ISBN 978-0-7167-2379-0. 
  20. Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus". Annual Review of Earth and Planetary Sciences 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  21. Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (25 de maio de 1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388. Arquivado dende o orixinal o 16 de setembro de 2020. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  22. Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-47770-3. 
  23. Batson, R.M.; Russell J. F. (18–22 de marzo de 1991). "Naming the Newly Found Landforms on Venus" (PDF). Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII. Houston, Texas. p. 65. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 13 de maio de 2011. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  24. Carolynn Young, ed. (1 de agosto de 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide. California: Jet Propulsion Laboratory. p. 93. Arquivado dende o orixinal o 4 de decembro de 2016. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  25. Davies, M. E.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Lieske, J. H.; Morando, B.; Morrison, D.; Seidelmann, P. K.; Sinclair, A. T.; Yallop, B.; Tjuflin, Y. S. (1994). "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 63 (2): 127–148. Bibcode:1996CeMDA..63..127D. doi:10.1007/BF00693410. 
  26. Kenneth Seidelmann, P.; Archinal, B. A.; A’hearn, M. F.; Conrad, A.; Consolmagno, G. J.; Hestroffer, D.; Hilton, J. L.; Krasinsky, G. A.; Neumann, G.; Oberst, J.; Stooke, P.; Tedesco, E. F.; Tholen, D. J.; Thomas, P. C.; Williams, I. P. (xullo de 2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y. 
  27. Carolynn Young, ed. (1 de agosto de 1990). The Magellan Venus Explorer's Guide. California: Jet Propulsion Laboratory. pp. 99–100. Arquivado dende o orixinal o 4 de decembro de 2016. Consultado o 5 de xullo do 2022. 
  28. Hashimoto, George L.; Roos-Serote, Maarten; et al. (31 de decembro de 2008). "Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data". Journal of Geophysical Research: Planets (Advancing Earth and Space Science) 113 (E5). Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. doi:10.1029/2008JE003134. 
  29. Helbert, Jörn; Müller, Nils; Kostama, Petri; Marinangeli, Lucia; Piccioni, Giuseppe; Drossart, Pierre (2008). "Surface brightness variations seen by VIRTIS on Venus Express and implications for the evolution of the Lada Terra region, Venus". Geophysical Research Letters 35 (11): L11201. Bibcode:2008GeoRL..3511201H. ISSN 1944-8007. doi:10.1029/2008GL033609. 
  30. Gilmore, Martha; Treiman, Allan; Helbert, Jörn; Smrekar, Suzanne (2017-11-01). "Venus Surface Composition Constrained by Observation and Experiment". Space Science Reviews 212 (3): 1511–1540. Bibcode:2017SSRv..212.1511G. ISSN 1572-9672. doi:10.1007/s11214-017-0370-8. 
  31. Goettel, K. A.; Shields, J. A.; Decker, D. A. (16–20 de marzo de 1981). "Density constraints on the composition of Venus". Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. pp. 1507–1516. Bibcode:1982LPSC...12.1507G. 
  32. Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. p. 201. ISBN 978-1-4020-5233-0. 
  33. Dumoulin, C.; et al. (June 2017). "Tidal constraints on the interior of Venus" (PDF). Journal of Geophysical Research: Planets 122 (6): 1338–1352. Bibcode:2017JGRE..122.1338D. doi:10.1002/2016JE005249. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 9 May 2020. Consultado o 3 May 2021. 
  34. Aitta, A. (April 2012). "Venus' internal structure, temperature and core composition". Icarus. pp. 967–974. Bibcode:2012Icar..218..967A. doi:10.1016/j.icarus.2012.01.007. Arquivado dende o orixinal o 29 September 2021. Consultado o 17 January 2016. 
  35. Taylor, Fredric W. (2014). "Venus: Atmosphere". En Tilman, Spohn; Breuer, Doris; et al. Encyclopedia of the Solar System. Oxford: Elsevier Science & Technology. ISBN 978-0-12-415845-0. Arquivado dende o orixinal o 29 de setembro de 2021. Consultado o 4 de xuño do 2022. 
  36. Newitz, Annalee (2013-12-11). "Here's Carl Sagan's original essay on the dangers of climate change". Gizmodo. Arquivado dende o orixinal o 3 de setembro de 2021. Consultado o 4 de xuño do 2022. 
  37. Kasting, J. F. (1988). "Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus". Icarus 74 (3): 472–494. Bibcode:1988Icar...74..472K. PMID 11538226. doi:10.1016/0019-1035(88)90116-9. Arquivado dende o orixinal o 7 de ecembro de 2019. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  38. Mullen, Leslie (13 de novembro de 2002). "Venusian Cloud Colonies". Astrobiology Magazine. Arquivado dende o orixinal o 16 de agosto de 2014. 
  39. Landis, Geoffrey A. (xullo de 2003). "Astrobiology: The Case for Venus" (PDF). Journal of the British Interplanetary Society 56 (7–8): 250–254. Bibcode:2003JBIS...56..250L. NASA/TM—2003-212310. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 16 de agosto de 2011. 
  40. Cockell, Charles S. (decembro de 1999). "Life on Venus". Planetary and Space Science 47 (12): 1487–1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. 
  41. Moshkin, B. E.; Ekonomov, A. P.; Golovin Iu. M. (1979). "Dust on the surface of Venus". Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research) 17 (2): 280–285. Bibcode:1979CosRe..17..232M. 
  42. W. B. Rossow; A. D. del Genio; T. Eichler (1990). "Cloud-tracked winds from Pioneer Venus OCPP images". Journal of the Atmospheric Sciences 47 (17): 2053–2084. Bibcode:1990JAtS...47.2053R. ISSN 1520-0469. doi:10.1175/1520-0469(1990)047<2053:CTWFVO>2.0.CO;2. 
  43. Normile, Dennis (7 de maio de 2010). "Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion". Science 328 (5979): 677. Bibcode:2010Sci...328..677N. PMID 20448159. doi:10.1126/science.328.5979.677-a. 
  44. Williams, David R. (25 de novembro de 2020). "Venus Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. Arquivado dende o orixinal o 11 de maio de 2018. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  45. Lorenz, Ralph D.; Lunine, Jonathan I.; Withers, Paul G.; McKay, Christopher P. (2001). "Titan, Mars and Earth: Entropy Production by Latitudinal Heat Transport" (PDF). Ames Research Center, University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 3 de outubro de 2018. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  46. "Interplanetary Seasons". NASA Science. NASA. 19 de xuño de 2000. Arquivado dende o orixinal o 14 de abril de 2021. Consultado o 4 de xullo do 2022. 
  47. 47,0 47,1 47,2 Xaquín Lorenzo Fernández: Cantigueiro popular da Limia Baixa, 1973.
  48. No orixinal: lua, rua. A estreliña mariñeira é o planeta Venus, guía dos viaxeiros.
  49. No orixinal: telo, de un. Xaquín Lorenzo explica que para os mariñeiros, a estrela mariñeira escóndese no fondo do mar; para os labregos do interior, no fondo dos vales.

Véxase taménEditar

BibliografíaEditar

Outros artigosEditar

Ligazóns externasEditar