Venus (planeta) CIENCIA

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Ciencia

Es el segundo planeta del sistema solar en orden de distancia al Sol y el que se aproxima más a la Tierra en sus conjunciones inferiores. Es visible a simple vista como una brillante estrella, antes del orto y después del ocaso del Sol, salvo en cortos periodos de tiempo próximos a sus conjunciones. Por esta razón se le denomina vulgarmente lucero del alba, matutino o vespertino.

Su aspecto, a través de un telescopio, es análogo al de la Luna a ojo desnudo, presentándose como un disco brillante sobre el que un cuidadoso examen revela manchas de muy débil contraste, variables en intensidad y forma, que se atribuyen a cambios en el estado de su atmósfera. No obstante, la superposición de dibujos o fotografías de distintas épocas parece dar a estas manchas un cierto carácter constante de estructura, que se interpretó en el sentido de que su rotación tenía igual periodo que el orbital. Sin embargo, recientes medidas de radar (Goldstein y Carpenter, 1964) son consistentes con una rotación retrógrada de periodo 250±40 días y un eje casi normal a la eclíptica (v. COORDENADAS ASTRONÓMICAS). Posteriores medidas de Goldstein (1966) y Shapiro (1966) sugieren una rotación retrógrada en un periodo de 243,16 días, lo que implicaría que V. presente siempre la misma cara a la Tierra en cada conjunción inferior.

Órbita. Entre todos los planetas, la órbita de V. es la que tiene menor excentricidad, siendo descrita por éste en un periodo de 244,701 días, con una velocidad media de 34,8 Km/seg. Contando el tiempo t en siglos juliano de 36.525 días a partir de 1900 (enero, 0 a 12 h. TE) los elementos orbitales de V., con sus variaciones seculares hasta el segundo orden, son los siguientes:

Longitud media:Lo= 342º 46’ 1",39 + 210669162",88 t + 1",1148 t².

Longitud perihelio:?=130º 9’ 49",8 t+5068",93 t-3",515 t².

Longitud nodo ascendente:O=75° 46’ 46",73 t+3239",46 t+1",476 t².

Excentricidade=0,00682069-0,00004774 t+0,000000091 t².

Inclinacióni=3° 23’ 37",07+3",621 t-0",0035 t².

Semieje mayor:a=0,72333162

Movimiento medio5767",6697.

Masa, forma y dimensiones. Por carecer de satélites la masa de V. solamente puede ser determinada a base de las perturbaciones que origina en el movimiento de otros planetas o asteroides. Convencionalmente, Newcomb adoptó el valorM=1/408.000de la masa solar. Morgan y Scott (1939), estudiando las perturbaciones ocasionadas por V. sobre la órbita terrestre, obtuvieron el valor

M-1=407.000, y Clemence (1943), tomando como base las perturbaciones periódicas observadas en Mercurio, M-1=409.300±1.400.

Otra determinación, desde perturbaciones seculares de Mercurio y la Tierra, fue efectuada por Dirk Brouwer (1950), con el siguiente resultado: M-1=408.000±800. Sin embargo, uno de los cálculos más precisos corresponde a Rabe (1950), quien obtiene M-1=408.645±208, estudiando las perturbaciones del asteroide Eros. Finalmente, la desviación causada por V. sobre la trayectoria del satélite artificial Mariner II, que pasó el 14 dic. 1962 a unos 41.000 Km. del centro del planeta, ha dado para la masa de éste el valor M-1=608.612, o sea, 0,81485 de la masa terrestre.

Por lo que respecta a su semidiámetro s", después de reducido a la unidad astronómica de distancia (v. COORDENADAS ASTRONÓMICAS), las más recientes medidas, basadas en la ocultación de Regulus por V. (Martynov, 1961), ecos de radar (Mulhleman, 1962) y medidas con micrómetro birrefringente (Focas), han dado el valor s=8",41, que corresponde a un radio de 6.100 Km. para el planeta, equivalente a 0,9564 del radio terrestre. Por otra parte, dado que no presenta achatamiento apreciable a la observación, con ayuda de los datos anteriores se pueden obtener fácilmente los siguientes resultados:

Volumen(Tierra= 1)...............0,878

Densidad(Tierra= 1)...............0,928

Densidad(agua =1)...............5,12

Gravedad en la superficie ... ... ...872 cm/seg2

Velocidad escape ... ... ... ... ... ...10,3 km/seg

Fotometría y polarización: Fases. La magnitud visual aparente de V. es muy variable, por presentar fases análogas a las de la Luna. Suponiéndolo situado a la unidad astronómica de distancia de la Tierra y el Sol, con el disco totalmente iluminado, su magnitud seríamvo= - 4,29

(Harris, 1961). Pero esta magnitud está afectada por las distancias R (=distancia Venus-Sol) y D (=distancia Venus-Tierra), a la par que por el ángulo de fase a. Los trabajos de Danjón (1949) se pueden resumir en la fórmulamv = - 4,29+5 log RD + 0,09 (0,01a°)+2,39 (0,Ola°)2-0,65 (0,Ola°)3,

donde mv es la magnitud visual aparente en el sistema V. (v. PLANETAS) y los tres últimos términos nos dan la corrección de fase. La fórmula es válida para0º, 9 < a < 170º, 7.

Es de notar que para valores de a próximos a 1800 (conjunción inferior), V. está en fase análoga a la de Luna nueva y, sin embargo, debido a los efectos de refracción en su atmósfera, aparece como una circunferencia iluminada en forma parecida a los eclipses anulares de Sol.

Las curvas de polarización obtenidas para V. (Lyot, 1929), difieren completamente de las que presentan los materiales sólidos, mientras, en conjunto, varios puntos de inversión de las mismas resultan similares a los encontrados para las curvas de polarización en nubes formadas por gotitas. Experimentos de laboratorio han permitido comprobar que la semejanza entre ambas es tanto mayor, cuanto más pequeño es el tamaño de las gotitas, estimándose que la parte superior de la atmósfera de V. debe estar formada por gotitas de 2,5 p. de diámetro (Lyot), ó 1 µ, según Deirmendjian (1962).

Albedo y temperaturas. Tomando como valor de albedo A=0,64 (Danjon, 1959), se obtienen las temperaturas teóricas

T=252º K,Th=300° K,Tp=357° K (v. PLANETAS). El albedo visual (=5540 ?), es

Av=0,76 (Harris, 1961). Sin embargo, las medidas radiométricas (Pettit, 1961) muestran temperaturas de 235° K sobre la parte iluminada del disco y de 2400K sobre la parte en sombra, lo que parece indicar una gran uniformidad de temperatura sobre la atmósfera. Medidas con el Mariner II, en longitudes de onda 8,4 y 10,4 micrones, confirman una temperatura uniforme de 240ºK en el centro del disco (iluminado o en sombra), que descienden hasta 220ºK en las proximidades del limbo. En los mismos días, medidas efectuadas en Monte Palomar con un detector sensible de 8 a 14 micrones han dado, por el contrario, temperaturas de 208º en el centro del disco. Finalmente, las observaciones radioastronómicas, efectuadas por numerosos autores entre 0,40 y 21,0 cm. acusan temperaturas equivalentes, que crecen desde 3500K hasta 690º K, con la particularidad de ser superiores en la parte iluminada. Muchos autores interpretan que estas emisiones radioeléctricas y sus variaciones hacia el limbo son debidas a una temperatura real del suelo del orden de 670º K en la cara oscura y de 750º K sobre la cara iluminada, lo que atribuyen a un mayor poder de penetración de las ondas centimétricas en la atmósfera del planeta.

Atmósfera. El primer compuesto descubierto en la atmósfera de V. es el anhídrido carbónico (CO2), revelado por fuertes bandas de absorción en las regiones espectrales del rojo e infrarrojo (v. ESPECTROS Y ESPECTROSCOPIA). Su abundancia es muy superior a la existente sobre la atmósfera terrestre y se estima en 105 cm. (a presión y temperatura normales). Parece asimismo confirmada la existencia de N2, identificado por bandas de nitrógeno ionizado (N2+) en la cara oscura del planeta, y de óxido de carbono (CO), detectado en bandas de CO+ sobre la parte oscura y en bandas de absorción sobre la cara iluminada.

Las tentativas efectuadas para identificar espectroscópicamente oxígeno y agua no han dado resultados positivos concluyentes, si bien las observaciones polarimétricas que se han mencionado parecen indicar la presencia de vapor de agua en las nubes.

Tránsitos de Venus. Los pasos de V. por delante del Sol se denominan tránsitos. Desde el primero observado, en 1639, solamente se ha repetido este fenómeno en 1761, 1769, 1874 y 1882. Los próximos se verificarán en 2004 y 2012.

La observación de estos tránsitos durante los s. XVIII y XIX, ha sido aplicada al cálculo de la paralaje solar, según un método propuesto por Halley (1719). Sin embargo, los resultados no fueron de la precisión que se esperaba, a causa de los efectos de difusión y refracción de la luz solar en la atmósfera de V., que hacen difícil precisar los contactos.

V. t.: COORDENADAS ASTRONÓMICAS; PLANETAS; RADIACIÓN; SATÉLITE.

R. CID PALACIOS.

BIBL.: G. P. KUIPER y B. M. MIDDLEHURST, Planets and Satellites, Chicago 1961; P. A. MOORE, The Planet Venus, Londres 1957; L. D. KAPLAN, The Structure of the Venus Atmosphere, "Memoires de la Société Royale de Liejan, 7, 1963, 323; H. C. UREY, The Atmospheres of the Planets, en Handbuk der Physics, Berlín 1959.