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O Planeta Vênus

Superfície e Atmosfera de Vênus

A superfície de Vênus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por atividade geológica. Os Montes Maxwell em Ishtar é o pico mais alto de Vênus. A região montanhosa de Aphrodite estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2,5 km são habitualmente brilhantes, característica de um solo ámido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vênus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 km são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As exceções ocorrem quando grandes meteoritos se fracionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosos. Pelo menos 85% da superfície de Vênus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilômetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície, juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilômetros, tendo um deles aproximadamente 7 mil km.

Foram encontradas, em Vênus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 km de diâmetro. Algumas formações de Vênus são ánicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilômetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fraturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fraturas radiais.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vênus impediu a observaçã o aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescó pios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vênus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). à medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vênus se revelou.

 

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