Atmosfera de Vênus: diferenças entre revisões
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vênus é sem graça Etiquetas: Remoção considerável de conteúdo Editor Visual |
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<sub></sub>[[Categoria:Vénus]]===== venus é um planete sem graça sem falar que é irmão gemio da terra mintera ===== |
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{{Atmosfera de Vénus}} |
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A '''[[atmosfera]] de''' {{PBPE|Vênus|Vénus}}<ref>{{citar livro|autor=Porto Editora|título=Dicionários Académicos — Dicionário da Língua Portuguesa|editora=[[Porto Editora]]|ano=[[2009]]|páginas=904|id=ISBN 978-972-0-01478-8|}}</ref> compreende a camada de [[gás|gases]] que recobre a superfície do [[Vénus (planeta)|segundo planeta]] do [[Sistema Solar]]. É muito mais densa e quente do que a [[atmosfera terrestre|terrestre]]: a [[temperatura]] na superfície é de 740 [[Kelvin|K]] (467°C, 872°F), enquanto que a [[Pressão atmosférica|pressão]] é de 93 [[Bar (unidade)|bar]]. A [[atmosfera]] [[Vénus (planeta)|venusiana]] possui nuvens opacas compostas de [[ácido sulfúrico]], o que tornam impossíveis as observações [[óptica]]s da superfície. Informações sobre a [[topografia]] foram obtidas exclusivamente por imagens de [[radar]]. Os principais gases atmosféricos são o [[dióxido de carbono]] e o [[Azoto|nitrogênio]]. Outros compostos químicos estão presentes apenas em pequenos traços.<ref name=Basilevsky2003/> |
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A atmosfera de Vénus está num estado vigoroso de circulação e super-rotação, e circula o planeta inteiro em apenas quatro [[dia]]s terrestres, muito mais rápido que a rotação do planeta de 243 dias. Os ventos que produzem a super-rotação atingem velocidades de mais de 100 m/s (360 km/h)<ref name=Svedhem2007/> e se movem a uma velocidade 60 vezes maior que a rotação do planeta, enquanto que na Terra os ventos mais rápidos atingem de 10% a 20% da velocidade de sua rotação.<ref>{{citar periódico|autor=Dennis Normile|titulo=Mission to probe Venus's curious winds and test solar sail for propulsion|jornal=Science|páginas=677|volume=328|data=07/05/2010|doi=10.1126/science.328.5979.677-a|pmid=20448159|edição=5979|lingua2=en}}</ref> Por outro lado, o vento fica cada vez mais lento conforme a elevação da superfície diminui, com a brisa mal chegando à velocidade de 10 km/h na superfície.<ref>DK Space Encyclopedia: ''Atmosphere of Venus'' p 58.</ref> Perto dos polos existem estruturas [[anticiclone|anticiclônicas]] chamadas [[vórtice]]s polares. Cada vórtice possui dois olhos e apresenta um padrão de nuvens característico em forma de S.<ref name=Piccioni2007/> |
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Ao contrário da Terra, Vênus não possui [[campo magnético]]. Sua [[ionosfera]] separa a atmosfera do [[espaço sideral]] e do [[vento solar]]. Essa camada ionizada exclui o [[Sol#Campo magnético|campo magnético solar]], dando ao planeta um ambiente magnético distinto, chamado de magnetosfera induzida de Vênus. Gases leves, incluindo vapor de água, são continuamente levados pelo vento solar através da cauda magnética induzida.<ref name=Svedhem2007/> Especula-se que há quatro bilhões de anos a atmosfera de Vênus era parecida à da Terra, com água líquida na superfície. O [[efeito estufa]] pode ter sido causado pela evaporação da água superficial e aumento subsequente de [[gases do efeito estufa]].<ref name=Kasting/><ref>{{citar web|url=http://www.whiteworld.com/technoland/stories-nonfic/2008-stories/Venus-temp.htm|titulo=How Hot is Venus?|data=maio de 2006|acessodata=17/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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Apesar das condições extremas na superfície de Vênus, a pressão atmosférica e temperatura entre 50 km e 65 km acima da superfície do planeta são aproximadamente as mesmas da Terra, fazendo de sua atmosfera superior a área mais parecida à Terra no Sistema Solar, mais parecida com ela do que a superfície de [[Marte (planeta)|Marte]]. Devido à similaridade em pressão e temperatura e o fato de que em Vênus o ar respirável (21% de [[Oxigénio|oxigênio]], 78% de [[Azoto|nitrogênio]]) é mais leve que a atmosfera, foi proposto que a atmosfera superior pudesse ser um bom lugar para [[exploração de Vênus|exploração]] e [[Colonização de Vênus|colonização]].<ref name=Landis2003>{{citar periódico|url=http://link.aip.org/link/?APCPCS/654/1193/1|titulo=Colonization of Venus|autor=Landis, Geoffrey A.|jornal=AIP Conf. Proc.|volume=654|edição=1|páginas=1193–1198|doi=10.1063/1.1541418|ano=2003|lingua2=en}}</ref> |
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== Estrutura e composição == |
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=== Composição === |
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[[Ficheiro:AtmosphereofVenus pt.png|thumb|[[Gráfico de setores]] da atmosfera de Vênus. O gráfico da direita é uma visão expandida dos elementos que juntos não fazem nem um décimo de um por cento.]] |
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A atmosfera de Vênus é composta principalmente por [[dióxido de carbono]], junto com uma pequena quantidade de [[nitrogênio]] e traços de outros elementos. A quantidade de nitrogênio na atmosfera é relativamente pequena comparada com a quantidade de dióxido de carbono mas como a atmosfera é muito maior que a da Terra, seu conteúdo de nitrogênio é aproximadamente quatro vezes maior, mesmo com o nitrogênio compondo cerca de 78% da atmosfera terrestre.<ref name=Basilevsky2003/><ref name=Institutdemecanique>{{citar web|url=http://www.imcce.fr/vt2004/en/fiches/fiche_n13_eng.html|titulo=Clouds and atmosphere of Venus|editora=Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides|acessodata=22/01/2008|lingua2=en}}</ref> |
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A atmosfera venusiana contém vários compostos em pequenas quantidades, incluindo alguns baseados no [[hidrogênio]] como [[cloreto de hidrogênio]] e [[fluoreto de hidrogênio]], e também [[monóxido de carbono]], vapor de água e [[oxigênio|oxigênio molecular]].<ref name=Svedhem2007/><ref name=Bertaux2007/> Foi teorizado que uma grande quantidade do hidrogênio foi perdida,<ref name=Lovelock1979>{{citar livro|titulo=Gaia: A New Look at Life on Earth|autor=Lovelock, James|id = ISBN 0-19-286218-9|editora=Oxford University Press|ano=1979|lingua2=en}}</ref> com a maior parte do restante virando [[ácido sulfúrico]] (H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>) e [[sulfeto de hidrogênio]]. Subsequentemente, há muito pouco hidrogênio na atmosfera do planeta. A perda de uma grande quantidade de hidrogênio é provada pela alta relação [[deutério|D]]/H medida na atmosfera de Vênus.<ref name=Svedhem2007/> A relação é de 0,025, muito maior que o valor terrestre de 1,6{{e|−4}}. Além disso, a relação D/H na atmosfera superior do planeta é 1,5 vezes maior que na atmosfera inferior.<ref name=Bertaux2007/> |
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=== Troposfera === |
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[[Ficheiro:Lomonosov's drawings for his opening of Venus atmosphere 1761.jpg|thumb|left|Desenho de [[Mikhail Lomonosov]] feito em 1761 em seu trabalho sobre a descoberta da atmosfera de Vênus.]] |
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A atmosfera de Vênus é dividida em algumas seções dependendo da altitude. A parte mais densa da atmosfera, a [[troposfera]], começa na superfície e se estende a até 65 km de altura. Na superfície os ventos são lentos,<ref name=Basilevsky2003>{{citar periódico|autor=Basilevsky, Alexandr T.|coautores=Head, James W.|titulo=The surface of Venus|jornal=Rep. Prog. Phys.|ano=2003|volume=66|páginas=1699–1734|doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0034-4885/66/10/R04/|formato=abstract page|acessodata=18/01/2011|lingua2}}</ref> mas no topo da troposfera a temperatura e a pressão ficam em níveis parecidos aos da Terra e as nuvens alcançam velocidades de 100 m/s.<ref name=Svedhem2007/><ref name=Patzold2007/> |
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A pressão atmosférica na superfície de Vênus é cerca de 92 vezes a terrestre, similar à pressão exercida a 910 metros abaixo da superfície dos oceanos. Ela tem uma massa de 4,8{{e|20}} kg, cerca de 93 vezes a massa total da atmosfera da Terra. A pressão encontrada na superfície de Vênus é alta o suficiente para que o dióxido de carbono deixe de ser um gás, mas um [[fluido supercrítico]]. A densidade do ar na superfície é de 67 kg/m³, que é 6,5% a densidade da água líquida na Terra.<ref name=Basilevsky2003/> |
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A maior quantidade de CO<sub>2</sub> na atmosfera de Vênus juntamente com vapor de água e [[dióxido de enxofre]] cria um poderoso [[efeito estufa]], aprisionando a energia solar e aumentando a temperatura superficial a 740 K (467°C), mais quente que qualquer outro planeta no Sistema Solar, inclusive [[Mercúrio (planeta)|Mercúrio]], apesar de estar localizado ao dobro de distância ao Sol e receber apenas 25% da energia solar que Mercúrio recebe.<ref name=Institutdemecanique/> A temperatura média na superfície é acima do ponto de derretimento do [[chumbo]] (600 K, 327°C), [[estanho]] (505 K, 232°C), e [[zinco]] (693 K, 420°C). A atmosfera grossa também deixa a diferença de temperatura entre o dia e a noite menor, mesmo que a lenta [[rotação retrógrada]] do planeta faça que um único dia solar dure 116,5 dias terrestres. A superfície de Vênus fica 58,3 dias na escuridão antes que o Sol nasça novamente atrás das nuvens.<ref name=Basilevsky2003/> |
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{| class="wikitable" style="float:right; clear:right; margin:0.5em 0 0.5em 1em;" |
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|+Atmosfera |
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|colspan="3"|[[Ficheiro:Venusatmosphere pt.svg|250px]] |
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!Altura<br>(km)!!Temperatura<br>(°C)!!Pressão<br>atmosférica<br>(x Terra) |
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|0||462||92,10 |
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|5||424||66,65 |
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|10||385||47,39 |
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|15||348||33,04 |
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|20||306||22,52 |
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|25||264||14,93 |
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|30||222||9,851 |
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|35||180||5,917 |
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|40||143||3,501 |
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|45||110||1,979 |
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|50||75||1,066 |
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|55||27||0,5314 |
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|60||−10||0,2357 |
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|65||−30||0,09765 |
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|70||−43||0,03690 |
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|80||−76||0,004760 |
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|90||−104||0,0003736 |
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|100||−112||0,00002660 |
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Em Vênus a troposfera contém 99% da massa da atmosfera sendo que 90% da massa está localizada a até 28 km da superfície. Por comparação, 90% da atmosfera da Terra está localizada a até 10 km da superfície. A uma altura de 50 km a pressão atmosférica é aproximadamente igual à da superfície terrestre.<ref name=Nave>{{citar web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/solar/venusenv.html|titulo=The Environment of Venus|author=Carl R. (Rod) Nave|editora=Department of Physics and Astronomy, Georgia State University|acessodata=18/01/2011|lingua2=en}}</ref> No lado de Vênus onde é noite nuvens podem ser encontradas a até 80 km acima da superfície.<ref name=CloudyWorld/> |
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A área da troposfera venusiana mais similar à Terra está perto da tropopausa—a divisa entre a troposfera e a [[mesosfera]]. Está localizada um pouco acima de 50 km. De acordo com medições das sondas [[Magellan]] e [[Venus Express]], a área entre 52,5 e 54 km tem uma temperatura entre 293 K (20 °C) e 310 K (37°C), e a área a 49,5 km acima da superfície é onde a pressão fica igual à da Terra no nível do mar.<ref name=Patzold2007/><ref name=Profiles>{{citar web|url=http://www.datasync.com/~rsf1/vel/1918vpt.htm|titulo=Venus Atmosphere Temperature and Pressure Profiles|editora=Shade Tree Physics|acessodata=13/01/2011|lingua2=en}}</ref> Como naves tripuladas enviadas a Vênus seriam capazes de compensar as diferenças de temperatura até certo ponto, qualquer lugar de cerca de 50 a 54 km acima da superfície seria a melhor área para exploração ou colonização, onde a temperatura permitiria a existência de água líquida (entre 273 K (0°C) e 323 K (50°C)) e a pressão do ar estaria igual a regiões habitadas da Terra.<ref name=Landis2003/><ref name=Landis2002/> |
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=== Circulação === |
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A circulação na troposfera de Vênus segue uma aproximação ciclostrófica.<ref name=Svedhem2007>{{citar jornal|ultimo=Svedhem|primeiro=Hakan|coautores=Titov, Dmitry V.; Taylor, Fredric V.; Witasse, Oliver|titulo=Venus as a more Earth-like planet|jornal=Nature|ano=2007|volume=450|paginas=629–632|doi=10.1038/nature06432| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..629S|pmid=18046393|numero=7170|acessodata=20/01/2011|lingua2=en}}</ref> A velocidade de seu vento é determinada pelo balanço do [[gradiente de pressão]] e pelas [[força centrífuga|forças centrífugas]] no [[fluxo zonal]]. Em contraste, a circulação na atmosfera terrestre é governada pelo balanço [[vento geostrófico|geostrófico]]. A velocidade do vento em Vênus pode ser medida diretamente somente pela atmosfera superior (tropopausa), em altitudes entre 60 e 70 km, que corresponde à cobertura das nuvens superiores. O movimento das nuvens geralmente é observado na parte [[radiação ultravioleta|ultravioleta]] do [[espectro]], onde o contraste entre as nuvens é maior.<ref name=Markiewicz2007/> A velocidade linear do vento nesse nível é de cerca de 100 ± 10 m/s em latidudes menores que 50°. O vento se move em direção retrógrada, assim como a rotação do planeta.<ref name=Markiewicz2007>{{citar jornal|ultimo=Markiewicz|primeiro=W.J.|coautores=Titov, D.V.; Limaye, S.S.; et al.|titulo=Morphology and dynamics of the upper cloud layer of Venus|jornal=Nature|ano=2007|volume=450|paginas=633–636|doi=10.1038/nature06320| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..633M|pmid=18046394|numero=7170}}</ref> Ele diminui rapidamente em direção a latidudes altas, eventualmente atingindo zero nos polos. Esses fortes ventos do topo da atmosfera causam um fenômeno conhecido como super-rotação da atmosfera.<ref name=Svedhem2007/> Em outras palavras, esses ventos rápidos circulam todo o planeta mais rapidamente que a rotação dele.<ref name=Landis2002>{{cite conference|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/reports/2002/TM-2002-211467.pdf|title=Atmospheric Flight on Venus|format=PDF| first=Geoffrey A.|last=Landis|coauthors=Colozza, Anthony; and LaMarre, Christopher M|conference=40th Aerospace Sciences Meeting and Exhibit sponsored by the American Institute of Aeronautics and Astronautics|place=Reno, Nevada, 14–17 de janeiro de 2002|booktitle=Proceedings|pages=IAC–02–Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0|issue=5}}</ref> A super-rotação de Vênus é diferencial, o que significa que a troposfera equatorial super-rotaciona mais lentamente que a troposfera em latitudes médias.<ref name=Markiewicz2007/> Os ventos também têm um forte gradiente vertical. Eles declinam profundamente na troposfera em uma taxa de 3 m/s per km.<ref name=Svedhem2007/> Ventos próximos da superfície de Vênus são muito mais lentos que os da Terra. Eles se movem a apenas alguns quilômetros por hora (geralmente menos de 2 m/s com média de 0,3 a 1,0 m/s), mas devido à alta densidade da atmosfera na superfície, isso é suficiente para transportar poeira e pequenas pedras pela superfície, como uma lenta corrente de água.<ref name=Basilevsky2003/><ref name=Moskin>{{citar jornal|ultimo=Moshkin|primeiro=B.E.|coautores=Ekonomov, A.P., Golovin Iu.M.|ano=1979|titulo=Dust on the surface of Venus|jornal=Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research)|volume=17|paginas=280–285| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979KosIs..17..280M}}</ref> |
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[[Ficheiro:Venus circulation pt.jpg|esquerda|thumb|Componentes meridionais da circulação atmosférica de Vênus. A circulação meridional é muito menor que a circulação zonal, que transporta calor entre os lados do planeta.]] |
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Todos os ventos em Vênus são conduzidos por [[convecção]]. O ar quente sobe na zona equatorial, onde o aquecimento solar está concentrado, e vai para os polos. Esse fenômeno é chamado de [[célula de Hadley|circulação de Hadley]]. No entanto, o movimento de ar meridional é muito mais lento que ventos zonais. O limite polar da célula de Hadley em Vênus é próximo à latitude 60°. Nessa área o ar desce e volta ao equador abaixo das nuvens. Essa interpretação é suportada pela distribuição do [[monóxido de carbono]], que é concentrado em latidudes próximas a 60°.<ref name=Svedhem2007/> Acima do limite polar da célula de Hadley um padrão diferente de circulação é observado. Em latidudes entre 60° e 70° há colares polares gelados,<ref name=Svedhem2007/> que são caracterizados por temperaturas de 30 a 40 K mais baixas que na troposfera superior em latitudes próximas. A baixa temperatura provavelmente é causada pelo afloramento do ar neles e pelo resfriamento adiabático resultante.<ref name=Piccioni2007/> Essa interpretação é suportada pelas nuvens mais altas e densas nos colares. As nuvens ficam em altitudes entre 70 e 72 km nos colares—cerca de 5 km mais alto que nos polos e latitudes baixas.<ref name=Svedhem2007/> Uma conexão pode existir entre os colares frios e os rápidos jatos de latitudes médias nos quais o vento atinge velocidades de 140 m/s. Jatos assim são uma consequência natural da circulação tipo Hadley e devem existir em Vênus entre latitudes de 55 a 60°.<ref name=Markiewicz2007/> |
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Estruturas estranhas conhecidas como [[vórtice polar|vórtices polares]] estão localizadas nos colares polares.<ref name=Svedhem2007/> Elas são tempestades gigantes parecidas com [[furacão|furacões]] quatro vezes maiores que seus análogos terrestres. Cada vórtice tem dois "olhos"—os centros de rotação, que são conectados por distintas estruturas de nuvens em forma de S. Estruturas assim de dois olhos também são chamadas de [[dipolo]]s polares. Vórtices rotacionam em um período de três dias na direção da super-rotação geral da atmosfera. A velocidade linear do vento é de 35–50 m/s perto de suas bordar exteriores e zero nos polos. A temperatura no topo das nuvens nos vórtices polares é muito maior que nos colares polares próximos alcançando 250 K (−23°C).<ref name=Piccioni2007>{{citar jornal|ultimo=Piccioni|primeiro=G.|coautores=Drossart, P.; Sanchez-Lavega, A.; et al.|titulo=South-polar features on Venus similar to those near the north pole|jornal=Nature|ano=2007|volume=450|paginas=637–640|doi=10.1038/nature06209| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..637P|pmid=18046395|numero=7170}}</ref> A interpretação convencional dos vórtices polares é que eles são [[anticiclone]]s com subsidência no centro e afloramento nos colares polares frios.<ref name=Svedhem2007/> Esse tipo de circulação assemelha-se aos vórtices anticiclônicos polares no inverno na Terra, especialmente o achado na [[Antártica]]. Observações indicam que a circulação anticiclônica observada perto dos polos pode penetrar a até 50 km de altitude, ou seja, até a base das nuvens.<ref name=Piccioni2007/> A troposfera superior polar e a mesosfera são extremamente dinâmicas; grandes nuvens brilhantes pode aparecer e desaparecer num período de tempo de algumas horas. Um evento assim foi observado pela [[Venus Express]] entre [[9 de janeiro|9]] e [[13 de janeiro]] de [[2007]], quando a região polar do sul ficou 30% mais brilhante. Esse evento provavelmente foi causado por uma injeção de [[dióxido de enxofre]] na mesosfera, que então condensou formando uma névoa brilhante.<ref name=Markiewicz2007/> Os dois olhos nos vórtices ainda não foram explicados.<ref name=SouthPole/> |
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O primeiro vórtice em Vênus foi descoberto no polo norte pela missão [[Projeto Pioneer Venus|Pioneer Venus]] em [[1978]].<ref name=Lakdawalla>{{citar web|url=http://www.planetary.org/news/2006/0414_First_Venus_Express_VIRTIS_Images_Peel.html|titulo=First Venus Express VIRTIS Images Peel Away the Planet's Clouds|autor=Emily Lakdawalla|data=14/04/2006|acessodata=17/01/2008}}</ref> A descoberta do segundo maior vórtice polar de dois olhos no polo sul de Vênus foi feita em junho de [[2006]] pela Venus Express.<ref name=SouthPole>{{citar web|url=http://www.esa.int/SPECIALS/Venus_Express/SEMYGQEFWOE_0.html|titulo=Double vortex at Venus South Pole unveiled!|publicado=European Space Agency|data=27/06/2006|acessodata=17/01/2008}}</ref> |
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=== Atmosfera superior e ionosfera === |
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[[Ficheiro:Venus clouds Galileo Color PIA00124.jpg|esquerda|thumb|Imagem de falsa cor no infravermelho próximo (2,3 μm) da atmosfera profunda de Vênus obtida pela sonda [[Galileu (sonda espacial)|Galileu]]. Os pontos escuros são nuvens em silhueta com a quente atmosfera inferior emitindo radiação infravermelha termal.]] |
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A [[mesosfera]] de Vênus se estende de 65 km a 120 km de altura, e a [[termosfera]] começa a cerca de 120 km, eventualmente alcançando o limite superior da atmosfera (exosfera) de 220 a 350 km.<ref name=Patzold2007>{{citar jornal|ultimo=Patzold|primeiro=M.|coautores=Hausler, B.; Bird, M.K.; et al.|titulo=The structure of Venus’ middle atmosphere and ionosphere|jornal=Nature|ano=2007|volume=450|paginas=657–660|doi=10.1038/nature06239| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..657P|pmid=18046400|numero=7170}}</ref> |
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A mesosfera de Vênus pode ser dividida em duas camadas: a mais baixa entre 62 e 73 km nos polos (entre 65 e 67 km no equador) e a mais alta entre 73 e 95 km. Na primeira camada a temperatura é quase constante em 230 K (−43°C). Essa camada coincide com a cobertura superior de nuvens. Na segunda camada a temperatura começa a diminuir novamente alcançando cerca de 165 K (−108°C) à altitude de 95 km, onde a [[mesopausa]] começa.<ref name=Patzold2007/> Ela é o lugar mais frio do lado diurno de Vênus. Na parte diurna da mesopausa, que está localizada entre a mesosfera e a termosfera entre 95 e 120 km, a temperatura aumenta para cerca de 300 a 400 K (27 a 127°C). Em contraste o lado noturno de Vênus é o lugar mais frio do planeta com temperatura de 100 K (−173°C). Ele também é chamado de criosfera.<ref name=Bertaux2007/> |
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O padrão de circulação na mesosfera superior e na termosfera de Vênus é completamente diferente do padrão na atmosfera inferior. Em altitudes entre 90 e 150 km o ar venusiano se move do lado diurno do planeta para o noturno, com afloramento no hemisfério virado para o Sol e e subsidência no hemisfério escuro. A subsidência no hemisfério noturno causa aquecimento adiabático do ar, que forma uma camada de calor na mesosfera noturna a altitudes entre 90 e 120 km. A temperatura dessa camada, 230 K (−43°C), é muito maior que a temperatura típica achada no lado noturno da termosfera, 100 K (−173°C).<ref name=Bertaux2007>{{citar jornal|ultimo=Bertaux|primeiro=Jean-Loup|coautores=Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; et al.|titulo=A warm layer in Venus’ cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO|jornal=Nature| ano=2007|volume=450|paginas=646–649|doi=10.1038/nature05974|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..646B|pmid=18046397|numero=7170}}</ref> O ar do lado diurno também carrega átomos de [[oxigênio]], que após [[dissociação (química)|recombinação]] formam [[molécula]]s de oxigênio no [[estado singleto]] (<sup>1</sup>Δ<sub>g</sub>), que então emitem [[radiação infravermelha]] no comprimento de onda 1,27 μm. A radiação nessa altitude (entre 90 e 100 km) é frequentemente observada na Terra ou por sondas espaciais. A mesosfera superior noturna e a termosfera de Vênus são também a fonte de emissões não-ETL ([[equilíbrio termodinâmico|equilíbrio termodinâmico local]]) de moléculas de CO<sub>2</sub> e [[óxido nítrico]], que são responsáveis pela baixa temperatura na termosfera noturna.<ref name=Drossart2007>{{citar jornal|ultimo=Drossart|primeiro=P.|coautores=Piccioni, G.; Gerard, G.C.; et al.|titulo=A dynamic upper atmosphere of Venus as revealed by VIRTIS on Venus Express|jornal=Nature|ano=2007|volume=450|paginas=641–645|doi=10.1038/nature06140| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..641D|pmid=18046396|numero=7170}}</ref> |
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A sonda [[Venus Express]] mostrou através [[ocultação|ocultações estelares]] que a névoa atmosférica se estende muito mais longe no lado noturno do que no diurno. No lado diurno a cobertura de nuvens tem uma espessura de 20 km e se estende a até 65 km, enquanto no lado noturno a cobertura de nuvens na forma de uma névoa fina alcança 90 km de altitude—bem para dentro da mesosfera, continuando a mais de 105 km como névoa mais transparente.<ref name=CloudyWorld>{{citar web|url=http://www.venustoday.com/news/viewsr.html?pid=21319|titulo=Flying over the cloudy world – science updates from Venus Express|publicado=Venus Today|data=12/07/2006|acessodata=17/01/2007}}</ref> |
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Vênus tem uma [[ionosfera]] estendida localizada em altitudes entre 120 e 300 km que quase coincide com a termosfera. Os altos níveis de [[ionização]] são mantidos somente no lado diurno do planeta. No lado noturno a concentração de [[elétron]]s é quase zero. A ionosfera de Vênus consiste de três camadas: a primeira entre 120 e 130 km, a segunda entre 140 e 160 km e a terceira entre 200 e 250 km. Pode haver uma outra camada perto de 180 km. O máximo número de elétrons em uma unidade de volume, 3{{e|11}} m<sup>−3</sup>, é alcançado na segunda camada perto do [[ponto subsolar]].<ref name=Patzold2007/> O limite superior da ionosfera, a ionopausa, está localizado a altitudes entre 220 e 375 km e separa o [[plasma]] de origem planetária do plasma da [[magnetosfera]] induzida.<ref name=Russell993>{{citar jornal|ultimo=Russell|primeiro=C.T.|titulo= Planetary Magnetospheres |jornal=Rep. Prog. Phys.|volume=56|paginas=687–732|ano=1993 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993RPPh...56..687R|doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001}}</ref><ref name=Zhang2007>{{citar jornal|ultimo=Zhang|primeiro=T.L.|coautores=Delva, M.; Baumjohann, W.; et al.|title=Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum|jornal=Nature|year=2007|volume=450|paginas=654–656|doi=10.1038/nature06026| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..654Z|pmid=18046399|numero=7170}}</ref> O principal componente da primeira e da segunda camada é [[íon]] O<sub>2</sub><sup>+</sup>, enquanto a terceira camada consiste de íons O<sub></sub><sup>+</sup>.<ref name=Patzold2007/> O plasma ionosférico é observado em movimento; a fotoionização solar no lado diurno e a recombinação de íons no lado noturno são o principal processo para acelerar o plasma para as velocidades observadas. O fluxo de plasma parece ser suficiente para manter a ionosfera noturna no nível médio de densidade de íons.<ref>{{citar jornal |autor=Whitten, R. C.; McCormick, P. T.; Merritt, David; Thompson, K. W. et al. | titulo = Dynamics of the Venus ionosphere: A two-dimensional model study | jornal = Icarus | volume = 60 | numero = 2 | paginas = 317–326 | data = novembro de 1984 | url = http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6WGF-4731F30-Y9&_user=10&_coverDate=11%2F30%2F1984&_rdoc=1&_fmt=high&_orig=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=ed14bdf9f6c69a8145b97badaff49030 | doi = 10.1016/0019-1035(84)90192-1| id =}}</ref> |
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== Magnetosfera induzida == |
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[[Ficheiro:Venusian magnetosphere pt.svg|thumb|right|Interação de Vênus com o vento solar. Componentes da magnetosfera induzida são mostrados.]] |
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Vênus não tem um [[campo magnético]]. O motivo para sua ausência é desconhecido, mas provavelmente está relacionado com a pequena velocidade de rotação do planeta ou com a falta de [[convecção]] no [[manto]]. O planeta tem somente uma [[magnetosfera]] induzida formada pelo campo magnético do Sol levado pelo [[vento solar]]. Esse processo pode ser entendido como o campo magnético encontrando um obstáculo, Vênus nesse caso. A magnetosfera induzida de Vênus tem um ''[[bow shock]]'', [[magnetobainha]], [[magnetopausa]] e magnetocauda.<ref name="Russell993"/><ref name=Zhang2007>{{citar jornal|ultimo=Zhang|primeiro=T.L.|coautores=Delva, M.; Baumjohann, W.; et al.|titulo=Little or no solar wind enters Venus’ atmosphere at solar minimum|jornal=Nature|ano=2007|volume=450|paginas=654–656|doi=10.1038/nature06026| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..654Z|pmid=18046399|numero=7170}}</ref> |
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No ponto subsolar o ''bow shock'' fica a 1900 km acima da superfície de Vênus (0,3 vezes o raio do planeta). Essa distância foi medida em 2007 durante um período de [[atividade solar]] baixa.<ref name=Zhang2007/> Perto da atividade solar máxima essa distância pode ser várias vezes maior.<ref name=Russell993/> A magnetopausa está localizada na altitude de 300 km. O limite superior da [[ionosfera]] (ionopausa) é a cerca de 250 km. Entre a magnetopausa e a ionopausa há uma barreita bagnética, um reforço local do campo magnético, que impede que o plasma solar penetre mais profundamente na atmosfera, pelo menos em períodos de baixa atividade solar. O campo magnético na barreira alcança 40 [[Tesla (unidade)|nT]].<ref name=Zhang2007/> A magnetocauda continua a mais de dez vezes o raio de Vênus. Ela é a parte mais ativa da magnetosfera do planeta. Há eventos de reconexão e aceleração de partículas na cauda. A energia de [[elétron]]s e [[íon]]s na magnetocauda têm cerca de 100 [[Elétron-volt|ev]] e 1000 ev respectivamente.<ref name=Barabash2007/> |
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Devido à falta de um campo magnético significativo em Vênus, o vento solar penetra profundamente na exosfera do planeta e causa perda considerável de atmosfera.<ref>{{citar web|url=http://sunearth.gsfc.nasa.gov/sunearthday/2004/vt_venus_planetary_2004.htm 2004 Venus Transit information page|titulo=Venus Earth and Mars, NASA|acessodata=20/01/2011|lingua2=en}}</ref> A perda acontece principalmente através da magnetocauda. Atualmente os principais tipos de íons perdidos são O<sup>+</sup>, H<sup>+</sup> e He<sup>+</sup>. A taxa de perda de [[hidrogênio]] para [[oxigênio]] é de cerca de 2 (ou seja quase [[Estequiometria|estequiométrica]]), indicando a perda contínua de água.<ref name=Barabash2007>{{citar jornal|ultimo=Barabash|primeiro=S.|coautores=Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; et al.|titulo=The loss of ions from Venus through the plasma wake|journal=Nature|year=2007|volume=450|pages=650–653|doi=10.1038/nature06434| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..650B|pmid=18046398|numero=7170}}</ref> |
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== Nuvens == |
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As nuvens venusianas são abundantes e compostas por dióxido de enxofre e gotas de ácido sulfúrico,<ref name=Krasnopolsky>{{citar periódico|autor=Krasnopolsky, V.A.|coautores=Parshev V.A.|ano=1981|titulo=Chemical composition of the atmosphere of Venus| jornal= Nature|volume=292|páginas=610–613|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981Natur.292..610K|doi=10.1038/292610a0|acessodata=19/01/2011|lingua2=en}}</ref> e refletem aproximadamente de 75% a 85% da luz solar, o que deixa a superfície do planeta obscura para observação regular.<ref name=Basilevsky2003/> A refletividade das nuvens faz que a quantidade de luz refletida para cima seja quase a mesma recebida do sol, e uma sonda explorando o topo das nuvens receberia a [[energia solar]] quase tão bem quanto acima, permitindo que [[células solares]] possam ser ajustadas em qualquer ponto.<ref name=SolarAirPlane/> |
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A cobertura das nuvens é tão reflexiva que pouca luz consegue penetrar até a superfície, e o nível de luminosidade nela é em torno de 5 000–10 ,000 [[lux]] com uma visibilidade de três quilômetros. Com este nível pouca ou nenhuma energia solar poderia ser coletada de modo concebível por sondas e a umidade é de menos de 0,1%.<ref name=Koehler>{{citar periódico|autor=Koehler, H. W.| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982S&W....21..282K|titulo=Results of the Venus sondes Venera 13 and 14|jornal=Sterne und Weltraum|volume=21|ano=1982|páginas=282}}</ref> |
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[[Ficheiro:PIA00072.jpg|thumb|left|Fotografia de alto contraste e com filtro ultravioleta tirada pela sonda [[Galileu (sonda espacial)|Galileu]] em direção ao planeta [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] na década 1990 durante um sobrevoo por Vênus.]] |
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O ácido sulfúrico é produzido na atmosfera superior por uma ação [[fotoquímica]] do Sol com o [[dióxido de carbono]], [[dióxido de enxofre]] e vapor de [[água]]. [[Fóton]]s de comprimento de onda inferior a 169 [[Nanômetro|nm]] podem fotodissociar o dióxido de carbono em monóxido de carbono e [[oxigênio]] atômico. O oxigênio atômico é altamente reativo e ao reagir com o dióxido de enxofre, um dos componentes traço da atmosfera venusiana, resulta no [[trióxido de enxofre]] que pode se combinar com o vapor de água, outro componente em traços da atmosfera, formando o ácido sulfúrico. |
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:[[dióxido de carbono|CO<sub>2</sub>]] → [[monóxido de carbono|CO]] + [[oxigênio|O]] |
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:[[dióxido de enxofre|SO<sub>2</sub>]] + [[oxigênio|O]] → [[trióxido de enxofre|SO<sub>3</sub>]] |
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:[[trióxido de enxofre|SO<sub>3</sub>]] + [[água|H<sub>2</sub>O]] → [[ácido sulfúrico|H<sub>2</sub>SO<sub>4</sub>]] |
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As chuvas de ácido sulfúrico nunca atingem o solo pois são evaporadas pelo calor antes de atingi-lo num fenômeno conhecido como [[virga]].<ref name=BBC>{{citar notícia|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4335628.stm|titulo=Planet Venus: Earth's 'evil twin'|editora=BBC News|data=07/11/2005|acessodata=19/01/2011|lingua2=en}}</ref> Foi teorizado que atividades vulcânicas no início da história de Vênus liberaram enxofre na atmosfera e as altas temperaturas evitaram que o elemento ficasse preso em compostos sólidos na superfície como aconteceu na Terra.<ref>{{citar web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/Solar/venusenv.html|titulo=The Enviroment of Venus|acessodata=19/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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As nuvens em Vênus são capazes de produzir [[Raio (meteorologia)|raios]] tanto quanto as nuvens terrrestres.<ref name=Russell2007/> A existência de raios tem sido controversa desde que as primeiras explosões suspeitas foram detectadas pelas sondas soviéticas [[Programa Venera|Venera]]. Entretanto em 2006–2007 a [[Venus Express]] relatou a detecção de [[Radiação eletromagnética|ondas eletromagnéticas]] que são associadas aos raios. O aparecimento intermitente indicava um padrão associado a atividades do clima, com uma taxa de raios que é pelo menos a metade da observada na Terra.<ref name=Russell2007>{{citar periódico|autor=Russell, C.T.|coautores=Zhang, T.L.; Delva, M.; et al.|titulo=Lightning on Venus inferred from whistler-mode waves in the ionosphere| jornal=Nature|ano=2007|volume=450|páginas=661–662|doi=10.1038/nature05930| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..661R|pmid=18046401|edição=7170|acessodata=19/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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Em 2009, um proeminente ponto luminoso na atmosfera de Vênus foi observado por um astrônomo amador e fotografado pela Venus Express. Sua origem é atualmente desconhecida, com atividades vulcânicas na superfície sendo uma possível explicação.<ref name=BBCspot>{{citar notícia|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/8179067.stm|titulo=Experts puzzled by spot on Venus|editora=BBC News|data=01/08/2009|lingua2=en|acessodata=19/01/2011}}</ref> |
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== Possibilidade de vida == |
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Devido às condições difíceis da superfície, pouco do planeta já foi explorado, além do fato de que a vida atualmente entendida pode não necessariamente ser a mesma em outras partes do universo, a extensão e tenacidade da [[organismo|vida na Terra]] por si só não tem sido demonstrada. Criaturas conhecidas como [[extremófilo]]s existem na Terra, preferindo habitats extremos. [[Termófilo]]s e [[hipertermófilo]]s sobrevivem a temperaturas superiores ao ponto de ebulição da água, [[acidófilo]]s em níveis de [[pH]] 3 ou menores, e [[poliextremófilo]]s podem sobreviver em várias condições extremas, e muitos outros tipos de extremófilos existem na Terra.<ref name=Cockell1999>{{citar jornal|autor=Cockell, Charles S|titulo=Life on Venus|jornal=Plan.Space Sci.|ano=1999|volume=47|páginas=1487–1501|doi=10.1016/S0032-0633(99)00036-7 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999P%26SS...47.1487C|lingua2=en|acessodata=18/01/2011}}</ref> |
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Entretanto, a vida poderia existir fora da faixa extremófila no topo das nuvens, do mesmo modo que uma bactéria foi encontrada vivendo e se reproduzindo em nuvens terrestres, e tem sido proposto que a vida poderia existir na mesma área em Vênus.<ref name=Landis2003b>{{citar jornal|url=http://gltrs.grc.nasa.gov/citations/all/tm-2003-212310.html|titulo=Astrobiology: the Case for Venus|autor=Landis, Geoffrey A.|jornal=J. of the British Interplanetary Society|volume=56|edição=7/8|ano=2003|páginas=250–254|lingua2=en|acessodata=18/01/2011}}</ref> Micróbios na espessa e turva atmosfera poderiam se proteger da radiação solar pelos compostos de enxofre presentes no ar.<ref name=Cockell1999/> |
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A atmosfera venusiana demonstrou ser o suficientemente fora de equilíbrio para requerer futuras investigações.<ref name=Cockell1999/> Dados analisados das missões Venera, Pioneer e Magellan encontraram os compostos [[sulfeto de hidrogênio]] (H<sub>2</sub>S) e [[dióxido de enxofre]] (SO<sub>2</sub>) juntos na atmosfera superior. Os dois primeiros gases reagem entre si, implicando que existe uma fonte para produção deles. Ademais, às vezes é negligenciado o fato de que uma das sondas Venera detectaram grandes quantidades de cloro pouco abaixo das nuvens venusianas.<ref name=Grinspoon1998>{{citar livro|titulo=Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet| autor=David, Grinspoon|id = ISBN 978-0201328394|ano=1998|editora=Addison-Wesley Pub.|local=Reading, Mass.}}</ref> |
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Tem sido sugerido que micróbios nesta altitude poderiam absorver a luz [[radiação ultravioleta|ultravioleta]] do Sol como uma fonte de energia, que poderia ser uma possível explicação para pedaços escuros vistos em imagens de UV do planeta.<ref name=ABC>{{citar notícia| url=http://abc.net.au/news/scitech/2002/09/item20020926135029_1.htm|titulo=Venus could be a haven for life|editora=ABC News| data=28/09/2002|lingua2=en|acessodata=18/01/2011}}</ref> Grandes partítulas não-esféricas nas nuvens têm sido encontradas e sua composição ainda é desconhecida.<ref name=Cockell1999/> |
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== Evolução == |
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[[File:Venus-real.jpg|thumb|220px|esquerda|Atmosfera venusiana em cores reais, imagem capturada pela sonda [[Mariner 10]]]] |
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Existem duas hipóteses principais que explicam a formação de uma atmosfera planetária. A primeira delas é a teoria de acreção, supondo que a atmosfera tenha se originado pela presença de gases na composição dos [[Planetesimal|planetesimais]] primitivos que teriam formado o planeta. A outra hipótese, de captura, sugere que os gases atmosféricos foram capturados de fontes externas: a [[nebulosa]] solar primitiva, [[cometa]]s ou o [[vento solar]]. A primeira teoria é enfraquecida, contudo, pelos modelos atuais de solidificação dos planetas. Segundo esses modelos, algumas dezenas de milhões de anos após a consolidação do núcleo planetário deve ter-se formado uma crosta primitiva; porém, durante esse processo, deve ter-se produzido tamanho calor que os gases e líquidos voláteis devem ter sido perdidos para o espaço.<ref name="Elkins-Tanton1">Elkins-Tanton, Linda T. [http://books.google.com.br/books?id=Kx6q_fyqIKYC&pg=PA134&dq=venus+atmosphere+theories+formation&hl=pt-BR&ei=z3o_Tfa2HYOKlwebhcirAw&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=2&ved=0CCwQ6AEwAQ#v=onepage&q=venus%20atmosphere%20theories%20formation&f=false ''The Sun, Mercury, and Venus'']. Infobase Publishing, 2006. pp. 134-135</ref> |
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Outro problema para a teoria da acreção era que se supunha que durante a evolução solar a estrela atingiu o que se chama [[Estrela T Tauri|estágio T-Tauri]], quando a contração do astro diminui ou cessa, e ele emite um poderoso fluxo de partículas ionizadas. Durante muito tempo se pensou que esse fluxo foi forte o bastante para dissipar qualquer atmosfera então existente nos planetas interiores do sistema, mas as pesquisas mais recentes indicam que o estágio T-Tauri pode aparecer antes da formação planetária, e destarte a evolução solar teria escassa participação na formação e retenção atmosférica de planetas telúricos.<ref name="Elkins-Tanton1"/> |
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Através de estudos da estrutura das nuvens presentes e geologia da superfície combinados com o fato de que a [[luminosidade solar]] aumentou em 25% ao longo de 3,8 bilhões de anos,<ref name=Newman>{{citar jornal|autor=Newman, M.J.|coautores=Rood, R. T.|titulo=Implications of solar evolution for the Earth’s early atmosphere| jornal=Science|volume=198|páginas=1035–1037|ano=1977|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977Sci...198.1035N|doi=10.1126/science.198.4321.1035|pmid=17779689|edição=4321|lingua2=en}}</ref> acredita-se que há 4 bilhões de anos o planeta possuía água líquida na superfície, o que teria tido importantes consequências para a evolução de sua atmosfera, tornando-a semelhante à atmosfera terrestre.<ref name=Kasting/> Não existem formas geológicas no planeta que sugiram a presença de água nos últimos bilhões de anos, entrentanto não existem razões para supor que Vênus seja uma exceção ao processo que [[História da Terra|formou a Terra]] e deve ter tido água durante o início de sua história, possivelmente oriunda das rochas originais que formaram o planeta ou, depois, de cometas. A visão comum entre os cientistas pesquisadores é de que a água deve ter existido por aproximadamente 600 milhões de anos na superfície antes de evaporar, de qualquer forma alguns como [[David Grinspoon]] acreditam que até 2 bilhões de anos poderia ser plausível.<ref name=Bortman>{{citar web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/venus_life_040826.html Was Venus Alive?|titulo=The Signs are Probably There|autor=Henry Bortman|editora=Astrobiology Magazine|dat=26/08/2004|acessodata=14/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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Vênus acabou perdendo toda a sua água, possivelmente por sua dissociação pela forte [[radiação solar]], cindindo as moléculas em oxigênio, que se agregou às rochas, e hidrogênio, que foi jogado para o espaço. A surpreendente escassez de hidrogênio em Vênus apóia essa teoria. Outro resultado desse processo foi a concentração de dióxido de carbono na sua atmosfera, o que gerou um [[efeito estufa]], responsável pela elevada temperatura superficial do planeta.<ref name="Elkins-Tanton1"/> O efeito estufa pode ter sido provocado pela evaporação da água da superfície e pelo aumento do nível dos [[gases de efeito estufa]]. A atmosfera venusiana tem então recebido bastante atenção para o estudo das [[mudança do clima|mudanças climáticas]] na Terra.<ref name=Kasting>{{citar jornal|autor=Kasting, J.F.|ano=1988|titulo=Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus|jornal=Icarus|volume=74|páginas=472–494| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988Icar...74..472K|doi=10.1016/0019-1035(88)90116-9|pmid=11538226|lingua2=en}}</ref> |
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== Observação e medição a partir da Terra == |
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{{AP|[[Trânsito de Vênus]]}} |
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[[Ficheiro:Venustransit 2004-06-08 07-44.jpg|thumb|Trânsito de Vênus em 8 de junho de 2004, fornecendo informações valiosas sobre a atmosfera superior através de medições [[Espectroscopia astronômica|espectroscópicas]] a partir da Terra.]] |
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Em 1761, o [[polímata]] [[Mikhail Lomonosov]] observou um anel de luz envolvendo Vênus à medida que transitava o sol e concluiu que o planeta tinha uma atmosfera.<ref name=Marov2004>{{citar periódico|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005tvnv.conf..209M|jornal=Proceedings of the International Astronomical Union|titulo=Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit|volume=2004|edição=IAUC196|páginas=209–219|doi=10.1017/S1743921305001390|editora=Cambridge University Press|ano=2004|autor=Marov, Mikhail Ya.|acessodata=13/01/2011|lingua2=en}}</ref><ref>[http://www.britannica.com/eb/article-9048817/Mikhail-Vasilyevich-Lomonosov Britannica online encyclopedia: Mikhail Vasilyevich Lomonosov]</ref> Em 1940, [[Rupert Wildt]] calculou que a quantidade de CO<sub>2</sub> na atmosfera venusiana deveria aumentar a temperatura da superfície acima do ponto de ebulição da água. Isto foi confirmado quando a [[Mariner 2]] realizou medições radiométricas da temperatura em 1962. Em 1967, a [[Venera 4]] confirmou que a atmosfera consistia basicamente de dióxido de carbono.<ref name="Weart">{{citar web|autor=Weart, Spencer|url=http://www.aip.org/history/climate/index.htm|titulo=The Discovery of Global Warming|acessodata=13/01/2011|lingua2=en|data=junho de 2008}}</ref> |
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A atmosfera superior de Vênus pode ser medida a partir da Terra quando o planeta cruza o disco solar em um raro evento conhecido como [[trânsito de Vênus]]. O último trânsito de Vênus ocorreu em 2004. Utilizando a [[espectroscopia astronômica]] quantitativa, cientistas foram capazes de analisar a luz solar que atravessou a atmosfera do planeta para revelar os compostos químicos em sua constituição. Como a técnica para analisar a luz para descobrir informações da atmosfera do planeta só demonstrou seus primeiros resultados em 2001,<ref name=Britt>{{citar web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/extrasolar_atmosphere_011127-1.html|titulo=First Detection Made of an Extrasolar Planet's Atmosphere|autor=Robert Roy Britt|publicado=Space.com|data=27/11/2001|acessodata=13/01/2011|lingua2-en}}</ref> esta foi a primeira oportunidade de adquirir resultados conclusivos por este método na atmosfera de Vênus desde que as observações de trânsito solar começaram. Este trânsito solar foi uma rara oportunidade considerando a falta de informações da atmosfera entre 65 e 85 km.<ref name=SpaceCOM>{{citar web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/venus_science_040607.html|titulo=Venus' Atmosphere to be Probed During Rare Solar Transit|editora=Space.com|data=07/06/2004|acessodata=13/01/2011|lingua2=en}}</ref> O trânsito solar de 2004 permitiu que astrônomos obtivessem uma grande quantidade de dados úteis não somente para determinar a composição da atmosfera de Vênus, mas também para refinar as técnicas usadas na busca de [[exoplaneta|planetas extrassolares]]. A atmosfera predominante de CO<sub>2</sub> absorve a radiação do infravermelho próximo, facilitando a observação. Durante a observação de 2004, a absorção da atmosfera em função do [[comprimento de onda]] revelou propriedades dos gases nestas altitudes. O [[efeito Doppler]] dos gases também permitiu modificar padrões para serem medidos.<ref name=Transit>{{citar web|url=http://www.ucar.edu/news/releases/2004/venus.shtml|titulo=NCAR Scientist to View Venus's Atmosphere during Transit, Search for Water Vapor on Distant Planet|publicado=National Center for Atmospheric Research and UCAR Office of Programs|data03/06/2004|acessodata=13/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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O trânsito solar de Vênus é um evento extremamente raro, e o último trânsito antes de 2004 foi em 1882. Apesar do próximo trânsito ser em 2012, o seguinte será em 2117.<ref name=SpaceCOM/><ref name=Transit/> |
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== Exploração futura == |
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[[Ficheiro:Venus In-Situ Explorer.png|esquerda|thumb|Venus In-Situ Explorer proposta pelo programa Novas Fronteiras da NASA.]] |
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A espaçonave [[Venus Express]] atualmente está na órbita de Vênus, indo para dentro da atmosfera utilizando um [[espectrômetro de imagem]] no [[infravermelho]] na faixa espectral de 1–5 [[µm]].<ref name=Svedhem2007/> A sonda [[Akatsuki (sonda)|Akatsuki]] da [[JAXA]] que foi lançada em maio de 2010 tem a intenção de estudar o planeta por um período de dois anos, incluindo a estrutura e atividade da atmosfera, mas falhou ao entrar na órbita venusiana em dezembro de 2010. Uma das cinco câmeras conhecida como "IR2" poderá medir a atmosfera do planeta debaixo das espessas nuvens, além da movimentação e distribuição dos componentes traço. Com uma órbita variando de 300 a 60000 km poderá ser capaz de tirar fotos próximas do planeta e deverá também confirmar a presença tanto de vulcões quanto de relâmpagos.<ref name=PlanetC>{{citar web|url=http://www.jaxa.jp/missions/projects/sat/exploration/planet_c/index_e.html| titulo=Venus Exploration Mission PLANET-C|publicado=Japan Aerospace Exploration Agency|data=17/05/2006|acessodata=12/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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A [[Venus In-Situ Explorer]], proposta pelo programa Novas Fronteiras da Nasa, tem o objetivo de ajudar a entender os processos no planeta que levam a mudanças climáticas, assim como pavimentar o caminho para novas missões.<ref name=NewFrontier>{{citar web|url=http://newfrontiers.nasa.gov/program_plan.html|titulo=New Frontiers Program - Program Description|publicado=NASA|acessodata=17/01/2008|lingua2=en}}</ref> |
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Outra nave denominada [[Venus Mobile Explorer]] tem sido proposta pelo ''Venus Exploration Analysis Group'' (VEXAG; Grupo de Análise da Exploração de Vênus) para a estudar a composição e medições [[isótopo|isotópicas]] da superfície e atmosfera por aproximadamente 90 dias. A data de lançamento ainda não foi definida.<ref name="Venus Mobile Explorer">{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=4569|titulo=Venus Mobile Explorer -Description|publicado=NASA|acessodata=12/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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=== Missões propostas === |
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Após as missões anteriores terem descoberto a realidade na natureza áspera da superfície, as atenções se voltaram para outros astros como Marte. Entretanto, algumas propostas foram feitas recentemente e muitas destas envolvem o pouco que se sabe da atmosfera superior. O programa [[soviético]] [[Missão Vega|Vega]] em 1985 lançou dois balões na atmosfera, mas estes eram alimentados por bateria que duraram por apenas dois dias terrestres antes de se esgotarem a energia. Desde então não têm sido feitas explorações da atmosfera superior. Em 2002 a empreiteira ''Global Aerospace'' propôs um balão que seria capaz de permanecer na atmosfera superior por centenas de dias terrestres.<ref name=Myers>{{citar notícia| url=http://www.space.com/businesstechnology/technology/venus_dare_021113.html|título=Robotic Balloon Probe Could Pierce Venus's Deadly Clouds|autor=Myers, Robert|publicado=SPACE.com|data=13/11/2002|acessodata=10/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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Um ''flyer'' solar também tem sido proposto por [[Geoffrey A. Landis]] em substituição ao balão,<ref name=Landis2002/> e a ideia tem sido destacada de tempos em tempos desde o ano 2000. Vênus tem um alto [[albedo]], e reflete a maioria da luz solar fazendo a superfície escura e a atmosfera superior a 60 km tem uma intensidade solar de mais de 90%, o que significa que um [[painel solar]] na parte de cima e de baixo da nave poderiam ser utilizado com quase a mesma eficiência.<ref name=SolarAirPlane>{{citar jornal|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AIPC..552...16L|titulo=Exploring Venus by Solar Airplane|autor=Landis, Geoffrey A.|publicado=American Institute of Physics|ano=2001|jornal=AIP Conference Proceedings|volume=522|páginas=16–18|doi=10.1063/1.1357898|lingua2=en}}</ref> Adicionalmente, a gravidade levemente menor, a alta pressão atmosférica e a rotação lenta permitindo energia solar perpétua torna esta parte do planeta ideal para exploração. O ''flyer'' proposto iria operar melhor em uma altitude onde a luz solar, a pressão atmosférica e a velocidade do vento iriam mantê-la no ar perpetuamente, com pequenas inclinações para baixo durante algumas horas e depois retornando a altitudes superiores. O ácido sulfúrico nas nuvens a esta altura não seria uma ameaça para uma nave adequadamente protegida, esta ''flyer'' solar então seria capaz de medir a área entre 45 km e 60 km indefinidamente, enquanto um erro mecânico ou problemas não previstos não causarem a falha da missão. Landis também propôs que ''rovers'' similares ao [[Spirit (sonda)|Spirit]] e [[Opportunity (sonda)|Opportunity]] poderiam possivelmente explorar a superfície, com a diferença de que os ''rovers'' na superfície seriam controlados por sinais de rádio em computadores localizados nos ''flyers'' acima,<ref name=Landis2001b>{{citar jornal|titulo=Robotic Exploration of the Surface and Atmosphere of Venus|autor=Landis, Geoffrey A.|jornal=Acta Astronautica|volume=59|ano=2006|doi=10.1016/j.actaastro.2006.04.011|páginas=570–579|lingua2=en}}</ref> precisando somente de partes tais como motores e transistores para resistir às condições da superfície, e não partes fracas envolvendo [[microeletrônica|microeletrônico]]s que não poderiam ser resistentes ao calor, pressão e condições de acidez.<ref name=Marks>{{citar web|url=http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn7354|titulo=To conquer Venus, try a plane with a brain|author=Paul Marks|editora=NewScientist.com|data=08/05/2005|acessodata=11/01/2011|lingua2=en}}</ref> |
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Revisão das 13h31min de 28 de fevereiro de 2014
===== venus é um planete sem graça sem falar que é irmão gemio da terra mintera ===== Predefinição:Bom interwiki