Tamaño de Venus en km. Breve descripción del planeta Venus para niños.

Distancia media al Sol: 108,2 km

(mín. 107,4 máx. 109)

Diámetro del ecuador: 12.103 km

Velocidad media de revolución alrededor del Sol: 35,03 km/s

Periodo de rotación alrededor de su eje: 243 días. 00h 14min

(retrógrado)

Período de revolución alrededor del Sol: 224,7 días.

Satélites: Ninguno

Volumen (Tierra = 1): 0,857

Densidad media: 5,25 g/cm3

Temperatura media de la superficie: +470°C

Inclinación del eje: 177°3"

Inclinación orbital relativa a la eclíptica: 3°4"

Presión superficial (Tierra=1): 90

Atmósfera: Dióxido de carbono (96%), nitrógeno (3,2%), también contiene oxígeno y otros elementos.

- el segundo planeta más grande del sistema solar en términos de distancia al Sol y el planeta más cercano a la Tierra. Esta es la luz más brillante del cielo (después del Sol y la Luna) tanto al anochecer como por la mañana.

La existencia de Venus se conoce desde tiempos inmemoriales, pero por primera vez Galileo observó las fases de este planeta con la ayuda de un telescopio. Los primeros observadores a través del telescopio notaron en sus dibujos altas montañas; les pareció que las montañas separaban la parte brillante del planeta de la oscura. De hecho, fue un fenómeno provocado por la turbulencia atmosférica. El hecho es que es imposible ver las partes que sobresalen del relieve de Venus debido a la atmósfera densa e iluminada. Es imposible ver los detalles a través de un telescopio; sólo se ven nubes. Durante varios siglos ha habido una gran cantidad de teorías sobre la superficie de Venus. Las teorías se crearon ante la falta de datos precisos sobre este planeta. Algunos científicos han argumentado que las condiciones ambientales del planeta son similares a las de la Tierra. Otros, incluso después de recibir información sobre el régimen de temperatura del planeta, es decir, que la temperatura de Venus es mucho más alta que la de la Tierra, consideraron posible que existiera una jungla tropical húmeda en su superficie.

Rotación alrededor de su propio eje.

Entre todos los planetas que componen el Sistema Solar, Venus es el único, a excepción de Urano, que gira alrededor de su eje en dirección de este a oeste. Como regla general, los cuerpos celestes giran alrededor del Sol en la misma dirección que alrededor de su propio eje: de oeste a este.
Venus se caracteriza por una combinación inusual de direcciones y períodos de rotación y revolución alrededor del Sol. Los astrónomos llamaron "retrógrado" al movimiento "irregular" de Venus. La baja velocidad de rotación es ligeramente mayor que la velocidad de revolución alrededor del Sol. El período de rotación de Venus es de 243 días para recorrer una órbita circular alrededor del Sol, Venus tarda 225 días.
En la Tierra, el cambio de día y de noche está determinado por la rotación del planeta alrededor de su eje; en Venus, el período en que el Sol está sobre el horizonte depende de la duración de su rotación alrededor del Sol.

Superficie de Venus

Existe la posibilidad de que después de la formación de Venus, su superficie estuviera cubierta por una gran cantidad de agua. Con el tiempo se inició un proceso como resultado del cual, por un lado, se produce la evaporación de los mares y, por otro, la liberación a la atmósfera de anhidrita carbónica, que forma parte de las rocas. El efecto invernadero provoca temperaturas más altas y una mayor evaporación del agua. Con el tiempo, el agua desaparece de la superficie de Venus y la mayor parte de la anhidrita de carbono pasa a la atmósfera.

La superficie de Venus es un desierto rocoso, iluminado por una luz amarillenta, con predominio de los tonos anaranjados y marrones del relieve. En la superficie hay llanuras onduladas y ocasionales montañas. A partir de la presencia de algunas depresiones, podemos concluir que existieron océanos prehistóricos en el planeta.

Las estaciones interplanetarias han registrado rastros de actividad volcánica relativamente reciente. En segundo lugar, por la naturaleza del reflejo de las ondas mediante el radar, podemos concluir que hay zonas mate en la superficie, aparentemente se trata de lava que ha emergido recientemente de las profundidades; La densa atmósfera del planeta promueve una rápida erosión y el sulfato de hierro refleja activamente los ecos del radar.

Las rocas de Venus son similares en composición a las rocas basálticas terrestres. La morfología del paisaje observada en el planeta, los cráteres formados como resultado de erupciones volcánicas y bombardeos de meteoritos, y diversos fenómenos tectónicos indican un pasado geológico muy complejo y activo.

Continentes

Basándose en la naturaleza de las elevaciones en el hemisferio norte y sur del ecuador en relación con el nivel medio de la superficie del planeta, los científicos han llegado a la conclusión de que allí existen los llamados continentes. Fueron llamados Continente Istar y Continente Afrodita. El primero es un área un poco más pequeña que los Estados Unidos de América, donde se encuentran los picos más altos del planeta: el Monte Maxwell, su altura alcanza los 11 km. El continente de Afrodita es más grande que África. Está el Monte Maat, un volcán de 8 km de altura del que en el pasado reciente surgió lava.

En este continente existe un complejo sistema de enormes cañones de origen tectónico. Su longitud a veces alcanza cientos de kilómetros, una profundidad de 2 a 4 km y una anchura de hasta 280 km.

Estructura interna de Venus

La estructura de Venus, como la de la Tierra, incluye corteza, manto y núcleo. El espesor de la corteza es de unos 20 km, el manto es una sustancia fundida y se extiende por 2800 km. El radio del núcleo que contiene hierro es de aproximadamente 3200 km. En principio, un núcleo de este tipo debería crear un campo magnético, pero éste casi no se expresa.

Características del planeta:

• Distancia del Sol: 108,2 millones de kilómetros
• Diámetro del planeta: 12.103 kilometros
• Día en el planeta: 243 días 14 minutos*
• Año en el planeta: 224,7 días*
• t° en la superficie: +470°C
• Atmósfera: 96% dióxido de carbono; 3,2% de nitrógeno; hay algo de oxigeno
• Satélites: no tiene

* período de rotación alrededor de su propio eje (en días terrestres)
**período de órbita alrededor del Sol (en días terrestres)

A Venus se le suele llamar la “hermana” de la Tierra, ya que sus tamaños y masas son muy similares entre sí, pero se observan diferencias significativas en su atmósfera y en la superficie de los planetas. Después de todo, si la mayor parte de la Tierra está cubierta por océanos, entonces es simplemente imposible ver agua en Venus.

Presentación: planeta Venus

Según los científicos, la superficie del planeta alguna vez también estuvo representada por agua, pero en un momento determinado hubo un fuerte aumento en la temperatura interna de Venus y todos los océanos simplemente se evaporaron, y los vapores fueron transportados al espacio por el viento solar. .

Venus es el segundo planeta más cercano al Sol y tiene una forma orbital cercana a un círculo perfecto. Se encuentra a 108 millones de kilómetros del Sol. A diferencia de la mayoría de los planetas del sistema solar, su movimiento se produce en dirección opuesta, no de oeste a este, sino de este a oeste. En este caso, la rotación de Venus con respecto a la Tierra se produce en 146 días, y la rotación alrededor de su propio eje se produce en 243 días.

El radio de Venus es el 95% del de la Tierra y es igual a 6051,8 km, de los cuales el espesor de la corteza es de unos 16 km y la capa de silicato, llamada manto, es de 3300 km. Debajo del manto hay un núcleo de hierro, que no tiene campo magnético, y representa una cuarta parte de la masa del planeta. En el centro del núcleo la densidad es de 14 g/cm 3 .

El estudio completo de la superficie de Venus solo fue posible con la llegada de los métodos de radar, gracias a los cuales se identificaron grandes colinas, cuyo tamaño se puede comparar con los continentes de la Tierra. Aproximadamente el 90% de la superficie está cubierta de lava basáltica, que se encuentra en estado congelado. Una característica especial del planeta son los numerosos cráteres, cuya formación se puede atribuir a una época en la que la densidad de la atmósfera era mucho menor. Hoy en día, la presión en la superficie misma de Venus es de unas 93 atm, mientras que en la superficie la temperatura alcanza los 475 o C, a una altitud de unos 60 km oscila entre -125 y -105 o C, y en la región de 90 km comienza de nuevo aumentar a 35-70 o C.

Cerca de la superficie del planeta sopla un viento débil, que se vuelve muy fuerte a medida que la altitud aumenta hasta los 50 km y alcanza unos 300 metros por segundo. En la atmósfera de Venus, que se extiende hasta una altitud de 250 km, se observa un fenómeno llamado tormenta, que ocurre con el doble de frecuencia que en la Tierra. La atmósfera está compuesta por un 96% de dióxido de carbono y sólo un 4% de nitrógeno. El resto de elementos prácticamente no se observan, el contenido de oxígeno no supera el 0,1% y el vapor de agua no supera el 0,02%.

Para el ojo humano, Venus es claramente visible incluso sin telescopio, especialmente una hora después del atardecer y aproximadamente una hora antes del amanecer, ya que la densa atmósfera del planeta refleja bien la luz. Con un telescopio se pueden observar fácilmente los cambios que se producen en la fase visible del disco.

La investigación con naves espaciales se ha llevado a cabo desde los años setenta del siglo pasado en diferentes países, pero las primeras fotografías no se obtuvieron hasta 1975 y en 1982 se obtuvieron las primeras imágenes en color. Las difíciles condiciones en la superficie no permiten trabajar más de dos horas, pero hoy está previsto enviar en un futuro próximo una estación rusa con una sonda que pueda funcionar durante aproximadamente un mes.

Venus transita el disco solar cuatro veces cada 250 años, lo que ahora se espera que en un futuro próximo sea sólo en diciembre de 2117, ya que la última vez que se observó el fenómeno fue en junio de 2012.

Venus es el segundo planeta del sistema solar, con un período orbital de 224,7 días terrestres. Lleva el nombre de la diosa romana del amor. El planeta es uno de todos los que han recibido el nombre de una deidad femenina. Es el tercer objeto más brillante del cielo después de la Luna y el Sol. Como Venus está más cerca del Sol que la Tierra, nunca se aleja más de 47,8 grados de él. Es mejor verlo antes del amanecer o un poco después del atardecer. Este hecho dio lugar a que se le llamara Estrella Vespertina o Lucero de la Mañana. A veces al planeta se le llama hermano de la Tierra. Ambos son similares en tamaño, composición y gravedad. Pero las condiciones son muy diferentes.

La superficie de Venus está oculta por espesas nubes de ácido sulfúrico, lo que dificulta ver su superficie en luz visible. La atmósfera del planeta es transparente a las ondas de radio. Con su ayuda se exploró el relieve de Venus. Las disputas continuaron durante mucho tiempo sobre lo que había debajo de las nubes del planeta. Pero la ciencia planetaria ha revelado muchos secretos. Venus tiene la atmósfera más densa de todos los planetas similares a la Tierra. Se compone principalmente de dióxido de carbono. Esto se explica por el hecho de que aquí no hay vida ni ciclo del carbono. Se cree que en la antigüedad el planeta se calentaba mucho. Esto provocó que todos los océanos que existían aquí se evaporaran. Dejaron atrás un paisaje desértico con muchas rocas en forma de losas. Se cree que debido al débil campo magnético, el viento solar transportó vapor de agua al espacio interplanetario. Los científicos han descubierto que incluso ahora la atmósfera de Venus pierde oxígeno e hidrógeno en una proporción de 1:2. La presión atmosférica es 92 veces mayor que la de la Tierra. Durante los últimos 22 años, el Proyecto Magallanes ha estado mapeando el planeta.

La atmósfera de Venus contiene mucho azufre y la superficie muestra signos de actividad volcánica. Algunos científicos afirman que esta actividad continúa en la actualidad. No hay pruebas exactas de esto, porque en ninguna de las depresiones no se notaron flujos de lava. El pequeño número de cráteres sugiere que la superficie del planeta es joven: tiene aproximadamente 500 millones de años. Tampoco se ha encontrado evidencia de movimiento de placas tectónicas aquí. Debido a la falta de agua, la litosfera del planeta es muy viscosa. Se supone que el planeta está perdiendo gradualmente su elevada temperatura interna.

Información básica

La distancia al Sol es de 108 millones de kilómetros. La distancia a la Tierra varía de 40 a 259 millones de kilómetros. La órbita del planeta es casi circular. Gira alrededor del Sol en 224,7 días y la velocidad de rotación alrededor de su órbita es de 35 km por segundo. La inclinación orbital con respecto al plano de la eclíptica es de 3,4 grados. Venus gira alrededor de su eje de este a oeste. Esta dirección es opuesta a la rotación de la mayoría de los planetas. Una revolución tarda 243,02 días terrestres. En consecuencia, los días solares en el planeta equivalen a 116,8 días terrestres. En relación con la Tierra, Venus hace una revolución alrededor de su eje en 146 días. El período sinódico es exactamente 4 veces más largo y asciende a 584 días. Como resultado, el planeta mira a la Tierra por un lado en cada conjunción inferior. Aún no está claro si se trata de una simple coincidencia o de la atracción gravitacional de Venus y la Tierra. Las dimensiones del planeta son cercanas a las de la Tierra. El radio de Venus es el 95% del radio de la Tierra (6051,8 kilómetros), la masa es el 81,5% de la de la Tierra (4,87·10 24 kilogramos) y la densidad media es 5,24 g/cm³.

Atmósfera del planeta

La atmósfera fue descubierta por Lomonosov mientras el planeta pasaba a través del disco del Sol en 1761. Se compone principalmente de nitrógeno (4%) y dióxido de carbono (96%). El oxígeno y el vapor de agua están contenidos en cantidades mínimas. Además, la atmósfera de Venus contiene 105 veces más gas que la atmósfera de la Tierra. La temperatura es de 475 grados y la presión alcanza las 93 atm. La temperatura de Venus supera a la de Mercurio, que está 2 veces más cerca del Sol. Hay una razón para esto: el efecto invernadero, creado por una atmósfera densa de dióxido de carbono. En la superficie, la densidad de la atmósfera es 14 veces menor que la del agua. A pesar de que el planeta gira lentamente, no hay diferencia en las temperaturas diurnas y nocturnas. La atmósfera de Venus se extiende hasta una altitud de 250 kilómetros. Las nubes se encuentran a una altitud de 30 a 60 kilómetros. La funda consta de varias capas. Su composición química aún no ha sido establecida. Pero hay sugerencias de que aquí hay compuestos de cloro y azufre. Las mediciones se tomaron desde naves espaciales que descendieron a la atmósfera del planeta. Demostraron que la capa de nubes no es muy densa y parece una ligera neblina. En ultravioleta parece un mosaico de franjas claras y oscuras, que se extienden hacia el ecuador en un ligero ángulo. Las nubes giran de este a oeste.

El período de movimiento es de 4 días. De esto resulta que la velocidad de los vientos que soplan al nivel de las nubes es de 100 m por segundo. Los rayos caen aquí 2 veces más a menudo que en la atmósfera terrestre. Este fenómeno fue llamado el "dragón eléctrico de Venus". Fue registrado por primera vez por el aparato Venera-2. Se detectó como interferencia en las transmisiones de radio. Según datos de la nave espacial Venera 8, sólo una pequeña parte de los rayos del sol llegan a la superficie de Venus. Cuando el Sol está en su cenit, la iluminación es de 1000 a 300 lux. Aquí nunca hay días brillantes. Venus Express descubrió la capa de ozono en la atmósfera, que se encuentra a una altitud de 100 kilómetros.

Clima de Venus

Los cálculos muestran que si no existiera el efecto invernadero, la temperatura máxima de Venus no superaría los 80 grados. De hecho, la temperatura del planeta es de 477 grados, la presión es de 93 atm. Estos cálculos decepcionaron a algunos investigadores, que creían que las condiciones en Venus eran similares a las de la Tierra. El efecto invernadero provoca un fuerte calentamiento de la superficie del planeta. Aquí el viento es bastante débil y cerca del ecuador aumenta a 200 - 300 m por segundo. También se detectaron tormentas en la atmósfera.

Estructura interna y superficie.

Gracias al desarrollo de los métodos de radar, fue posible estudiar la superficie de Venus. El mapa más detallado fue elaborado por el aparato de Magallanes. Fotografió el 98% del planeta. Se han identificado vastas tierras altas en el planeta. Las más grandes son la Tierra de Afrodita y la Tierra de Ishtar. Hay relativamente pocos cráteres de impacto en el planeta. El 90% de Venus está cubierto de lava endurecida basáltica. Una parte importante de la superficie es joven. Con la ayuda de Venus Express se compiló y publicó un mapa del hemisferio sur del planeta. A partir de estos datos surgieron hipótesis sobre la existencia aquí de una fuerte actividad tectónica y de océanos. Existen varios modelos de su estructura. Según la versión más realista, Venus tiene 3 conchas. La primera es la corteza, que tiene 16 kilómetros de espesor. El segundo es el manto. Se trata de un caparazón que se extiende hasta una profundidad de 3300 km. Dado que el planeta no tiene campo magnético, se cree que no existe ninguna corriente eléctrica en el núcleo que lo provoque. Esto significa que el núcleo está en estado sólido. En el centro la densidad alcanza los 14 g/cm³. Una gran cantidad de detalles del relieve del planeta tienen nombres femeninos.

Alivio

Las naves espaciales Venera-16 y Venera-15 registraron parte del hemisferio norte de Venus. De 1989 a 1994, Magallanes realizó mapas más precisos del planeta. Aquí se descubrieron antiguos volcanes que hacen erupción de lava, montañas, aracnoides y cráteres. La corteza es muy fina, ya que se debilita con las altas temperaturas. La tierra de Afrodita e Ishtar no es más pequeña que Europa en superficie, y los cañones de Parnge son más largos que ellos. Las tierras bajas similares a las cuencas oceánicas ocupan 1/6 de la superficie del planeta. En la Tierra de Ishtar, las montañas Maxwell se elevan 11 kilómetros. Los cráteres de impacto son un elemento raro del paisaje del planeta. Hay aproximadamente 1000 cráteres en toda la superficie.

Observación

Venus es muy fácil de reconocer. Ella brilla mucho más que cualquier estrella. Se distingue por su color blanco liso. Al igual que Mercurio, no se aleja mucho del Sol. Puede alejarse de la estrella amarilla 47,8 grados en momentos de alargamiento. Venus, como Mercurio, tiene períodos de visibilidad vespertina y matutina. En la antigüedad, se creía que Venus vespertino y matutino eran dos estrellas diferentes. Incluso con un telescopio pequeño se pueden observar fácilmente los cambios en la fase visible de su disco. Fue observado por primera vez por Galileo en 1610.

Caminando por el disco del Sol

Venus parece un pequeño disco negro sobre el fondo de una gran estrella. Pero este fenómeno es muy raro. A lo largo de dos siglos y medio hay 4 pasajes: el 2 de junio y el 2 de diciembre. El último lo pudimos ver el 6 de junio de 2012. El próximo paso se espera para el 11 de diciembre de 2117. El astrónomo Horrocks observó por primera vez este fenómeno el 4 de diciembre de 1639. Fue él quien lo descubrió.

De especial interés también fueron las "Apariciones de Venus al Sol". Fueron fabricados por Lomonósov en 1761. También fue calculado de antemano y lo esperaban los astrónomos de todo el mundo. Su investigación era necesaria para determinar el paralaje, que permite aclarar la distancia entre el Sol y la Tierra. Esto requirió observación desde diferentes partes del planeta. Se realizaron en 40 puntos con la participación de 112 personas. Lomonosov fue un organizador en Rusia. Se interesó por el aspecto físico del fenómeno y, gracias a observaciones independientes, descubrió un anillo de luz alrededor de Venus.

Satélite

Venus, como Mercurio, no tiene satélites naturales. Solía ​​haber muchas afirmaciones sobre su existencia, pero todas se basaban en errores. Estas búsquedas prácticamente se completaron en 1770. De hecho, durante la observación del paso del planeta a través del disco solar, no se encontraron signos de la existencia de un satélite. Venus tiene un cuasi satélite que orbita alrededor del Sol de manera que hay una resonancia orbital entre Venus y él, el asteroide 2002 VE. En el siglo XIX se creía que Mercurio era un satélite de Venus.

Datos interesantes sobre Venus:

Venus no es mucho más pequeño que la Tierra.

Es el segundo planeta desde el Sol. La distancia entre ellos es de 108 millones de kilómetros.

Venus es un planeta rocoso. Se refiere a planetas terrestres. Su superficie tiene un paisaje volcánico y muchos cráteres.

El planeta gira alrededor del Sol en 225 días terrestres.

La atmósfera de Venus es tóxica y densa. Se compone de nitrógeno y dióxido de carbono. También hay nubes que están compuestas de ácido sulfúrico.

El planeta no tiene satélites.

Más de 40 dispositivos han explorado Venus. En la década de 1990, Magallanes tomó imágenes de aproximadamente el 98% del planeta.

No hay evidencia de vida.

El planeta gira en dirección opuesta a los demás. El sol se pone aquí por el este y sale por el oeste.

Venus puede proyectar una sombra sobre la superficie de la Tierra en una noche sin luna. Este planeta es el más brillante de todos.

No hay campo magnético.

La esfera del planeta es ideal, a diferencia de la de la Tierra, que tiene una esfera aplanada en los polos.

Gracias a los fuertes vientos, las nubes rodean completamente el planeta en 4 días terrestres.

Es imposible ver la Tierra o el Sol desde la superficie del planeta, ya que está constantemente envuelto en nubes.

El diámetro de los cráteres en la superficie de Venus alcanza los dos o más kilómetros.

No hay cambio de estaciones debido a la lenta rotación alrededor del eje.

Se cree que aquí solía haber grandes reservas de agua, pero debido a la radiación solar se evaporó.

Venus es el primer planeta visto desde el espacio.

El tamaño del planeta es menor que el tamaño de la Tierra, la densidad es menor y la masa es 4/5 de la masa de nuestro planeta.

Debido a la baja fuerza de gravedad, una persona que pese 70 kg en Venus no pesará más de 62 kg.

Nuestro año terrestre es un poco más que un día venusiano.

Si vas a pasar unas vacaciones en otro planeta, entonces es importante conocer los posibles cambios climáticos :) Pero en serio, mucha gente sabe que la mayoría de los planetas de nuestro sistema solar tienen temperaturas extremas que no son adecuadas para una vida tranquila. Pero ¿cuáles son exactamente las temperaturas en la superficie de estos planetas? A continuación ofrezco una breve descripción de las temperaturas de los planetas del sistema solar.

Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol, por lo que se podría suponer que se calienta constantemente como un horno. Sin embargo, aunque la temperatura en Mercurio puede alcanzar los 427°C, también puede descender a un nivel muy bajo de -173°C. Una diferencia tan grande en la temperatura de Mercurio se produce porque carece de atmósfera.

Venus

Venus, el segundo planeta más cercano al Sol, tiene las temperaturas promedio más altas de todos los planetas de nuestro sistema solar, alcanzando regularmente temperaturas de 460°C. Venus es tan caliente debido a su proximidad al Sol y su espesa atmósfera. La atmósfera de Venus está formada por densas nubes que contienen dióxido de carbono y dióxido de azufre. Esto crea un fuerte efecto invernadero que mantiene el calor del sol atrapado en la atmósfera y convierte al planeta en un horno.

Tierra

La Tierra es el tercer planeta desde el Sol y hasta ahora el único planeta conocido que alberga vida. La temperatura media en la Tierra es de 7,2°C, pero varía considerablemente con respecto a este indicador. La temperatura más alta jamás registrada en la Tierra fue de 70,7°C en Irán. La temperatura más baja fue y alcanzó -91,2°C.

Marte

Marte es frío porque, en primer lugar, no tiene atmósfera para mantener una temperatura alta y, en segundo lugar, está ubicado relativamente lejos del Sol. Debido a que Marte tiene una órbita elíptica (se acerca mucho más al Sol en algunos puntos de su órbita), durante el verano su temperatura puede desviarse hasta 30°C de lo normal en los hemisferios norte y sur. La temperatura mínima en Marte es de aproximadamente -140°C y la más alta es de 20°C.

Júpiter

Júpiter no tiene ninguna superficie sólida ya que es un gigante gaseoso, por lo que no tiene ninguna temperatura superficial. En lo alto de las nubes de Júpiter la temperatura es de unos -145°C. A medida que desciendes más cerca del centro del planeta, la temperatura aumenta. En un punto donde la presión atmosférica es diez veces mayor que la de la Tierra, la temperatura es de 21°C, lo que algunos científicos llaman en broma “temperatura ambiente”. En el núcleo del planeta, las temperaturas son mucho más altas, alcanzando aproximadamente 24.000°C. A modo de comparación, cabe señalar que el núcleo de Júpiter está más caliente que la superficie del Sol.

Saturno

Al igual que en Júpiter, la temperatura en la atmósfera superior de Saturno permanece muy baja (alcanzando aproximadamente -175°C) y aumenta a medida que se acerca al centro del planeta (hasta 11.700°C en el núcleo). En realidad, Saturno genera su propio calor. Produce 2,5 veces más energía de la que recibe del Sol.

Urano

Urano es el planeta más frío con la temperatura más baja registrada: -224°C. Aunque Urano está lejos del Sol, ésta no es la única razón de su baja temperatura. Todos los demás gigantes gaseosos de nuestro sistema solar emiten más calor de sus núcleos del que reciben del sol. Urano tiene un núcleo con una temperatura de aproximadamente 4737°C, que es sólo una quinta parte de la temperatura del núcleo de Júpiter.

Neptuno

Con temperaturas que alcanzan tan solo -218°C en la atmósfera superior de Neptuno, el planeta es uno de los más fríos de nuestro sistema solar. Al igual que los gigantes gaseosos, Neptuno tiene un núcleo mucho más caliente, que tiene una temperatura de unos 7.000°C.

A continuación se muestra un gráfico que muestra las temperaturas planetarias tanto en Fahrenheit (°F) como en Celsius (°C). Tenga en cuenta que Plutón no ha sido clasificado como planeta desde 2006 (ver más abajo).

Venus es el segundo planeta del sistema solar. Pertenece a los planetas terrestres, es decir, es un cuerpo cósmico sólido. Y como es sólido, su superficie debería estar salpicada de montañas, mesetas, colinas y tierras bajas. Esto es cierto. Sin embargo, todos los datos sobre la geología de Venus no se obtuvieron mediante observaciones directas, sino con la ayuda de imágenes de radar, lo que no resta en modo alguno su autenticidad. El ojo humano no puede ver nada, ya que la superficie de Venus está cubierta por una densa capa de nubes ácidas.

Entonces, ¿qué nos dicen regularmente las estaciones espaciales que trabajan las 24 horas cerca del segundo planeta? Gran parte de su superficie aparentemente se formó por actividad volcánica. Al mismo tiempo, es extremadamente activo, ya que en Venus hay varias veces más volcanes que en la Tierra. De ellos, 167 se caracterizan por ser grandes. Sólo la Isla Grande de Hawái puede igualarlos en el planeta azul.

Se supone que la actividad volcánica en el segundo planeta continúa hasta el día de hoy. Así lo indican los rayos detectados en la atmósfera. Una teoría sobre su origen afirma que se formaron como resultado de erupciones volcánicas.

También hay una prueba más. Se trata de cambios en la concentración de dióxido de azufre en la atmósfera. En el período de 1978 a 1986 disminuyó 10 veces y en 2006 aumentó 10 veces. Se puede suponer que el aumento de la concentración estuvo asociado con erupciones volcánicas masivas.

En 2008-2009 Se han descubierto puntos calientes de infrarrojos localizados cerca de volcanes existentes. Los expertos han sugerido que se trata de lava volcánica que apareció como resultado de recientes erupciones volcánicas. La temperatura aproximada de estos puntos era de 600 a 800 grados Celsius y la temperatura normal relativa es de 467 grados Celsius.

Casi 1.000 cráteres de impacto están distribuidos uniformemente por la superficie de Venus. Además, el 85% de los cráteres se encuentran en perfectas condiciones. Esto sugiere que la corteza del planeta sufrió transformaciones globales hace entre 300 y 600 millones de años. Esto sugiere una conclusión: la corteza de Venus no está en movimiento continuo, como la corteza terrestre.

Este último, mediante la tectónica de placas, disipa el calor del manto, pero Venus no lo tiene. En cambio, experimenta un proceso cíclico en el que la temperatura del manto aumenta y alcanza un valor crítico que debilita la corteza. Luego, durante unos 100 millones de años, se observa el proceso de transformación completa de la corteza (subducción). Al mismo tiempo, la topografía de la superficie de Venus cambia globalmente y los viejos cráteres desaparecen.

Los cráteres de impacto del segundo planeta tienen diámetros de 3 a 280 km. En diámetros menores no hay cráteres. Esto se explica por la densa atmósfera. Los pequeños cuerpos cósmicos con un diámetro inferior a 50 metros se ralentizan en las capas superiores de la atmósfera, se fragmentan y arden antes de llegar a la superficie.

Hoy en día, la superficie de Venus se caracteriza por una ligera diferencia de altura. Este valor no supera los 13 km. Esto es pequeño, ya que en la Tierra la misma cifra es de aproximadamente 20 km. En el segundo planeta, el intervalo de altitud con una extensión de 500 metros ocupa al menos el 50% de la superficie total. Es decir, es de naturaleza principalmente plana. Al mismo tiempo, en algunas zonas del terreno existe una pendiente de hasta 45 grados. La mayor parte del planeta (75%) es suelo rocoso, no cubierto por rocas sedimentarias.

Las elevaciones representan el 10% de la superficie. Son mesetas volcánicas con una altura superior a los 2 km desde la distancia media al centro del planeta. Las mesetas más importantes son la tierra de Afrodita, Lada, Ishtar. Este último se eleva entre 3 y 5 km por encima del nivel medio y tiene su propio sistema montañoso: Maxwell. Su altura es de 10 a 11 km más alta que el nivel promedio del planeta, y la cadena montañosa se eleva de 6 a 7 km por encima del área circundante. En términos de superficie, Ishtar corresponde a Australia. Además de las mencionadas, existen otras mesetas más pequeñas.

Las llanuras representan el 50% de la superficie de Venus. Su altura relativa a la distancia media es de 0 a 2 km. Toda la superficie restante está ocupada por tierras bajas. Se encuentran por debajo de la altura tomada como cero. Tienen una cubierta de suelo llana sin barrancos ni salientes rocosos.

Así, la superficie de Venus refleja los resultados de los procesos geológicos que han prevalecido en el planeta durante los últimos 300 a 600 millones de años. Se caracterizan por una alta actividad volcánica y la influencia de fuerzas cósmicas. El segundo planeta no es apto para la vida, pero su topografía corresponde a un lugar ideal para vivir. Pero el ambiente de dióxido de carbono, la alta presión atmosférica y otros factores negativos rechazan por completo los sueños de vida en Venus..

Vladislav Ivanov