grundlæggende astronomiske data
set gennem et teleskop præsenterer Venus et strålende gul-hvidt, i det væsentlige funktionsløst ansigt til observatøren. Dens skjulte udseende skyldes, at overfladen af planeten er skjult for synet af et kontinuerligt og permanent dække af skyer. Funktioner i skyerne er vanskelige at se i synligt lys., Når de observeres ved ultraviolette bølgelængder, skyerne udviser karakteristiske mørke markeringer, med komplekse hvirvlende mønstre nær ækvator og globale lyse og mørke bånd, der er V-formede og åbne mod vest. På grund af de all-omsluttende skyer var der lidt kendt om Venus ‘overflade, atmosfære og evolution før de tidlige 1960’ ere, da de første radarobservationer blev foretaget, og rumfartøjer lavede de første flyby ‘ er på planeten.
Venus kredser om Solen i en gennemsnitlig afstand på 108 millioner km (67 millioner miles), hvilket er omkring 0,7 gange Jordens afstand fra solen. Den har den mindst e .centriske bane på enhver planet, med en afvigelse fra en perfekt cirkel på kun omkring 1 del i 150. Følgelig varierer dens afstande ved perihelion og aphelion (dvs.når den er nærmeste og længst fra solen) lidt fra middelafstanden. Perioden for dens bane—det vil sige længden af det venusiske år-er 224,7 jorddage., Som Venus og Jorden kredser omkring Solen, afstanden mellem dem varierer fra et minimum på omkring 42 millioner km (26 millioner miles) til et maksimum på omkring 257 millioner km (160 millioner km).fordi Venus ‘ bane ligger inden for Jordens, udviser planeten faser som Månens, når den ses fra jorden. Faktisk var opdagelsen af disse faser af den italienske videnskabsmand Galileo i 1610 en af de vigtigste i astronomiens historie., På Galileos tid var universets herskende model baseret på den græske astronom Ptolemæus ‘ påstand næsten 15 århundreder tidligere om, at alle himmelobjekter drejer sig om Jorden (se ptolemæiske system). Observation af faser af Venus var uforenelig med denne opfattelse, men var i overensstemmelse med den polske astronom Nicolaus Copernicus ‘ s ID., at solsystemet er centreret om Solen. Galileo ‘ s observation af faser af Venus forudsat den første direkte observational beviser for kopernikanske teori.,
rotationen af Venus på sin akse er usædvanlig i både retning og hastighed. Solen og de fleste af planeterne i solsystemet roterer mod uret, når de ses ovenfra deres nordpoler; denne retning kaldes direkte eller prograde. Venus roterer imidlertid i modsat eller retrograd retning. Var det ikke for planetens skyer, ville en observatør på Venus ‘ overflade se solen stige i vest og gå ned i øst. Venus roterer meget langsomt og tager omkring 243 jorddage for at fuldføre en rotation i forhold til stjernerne—længden af dens sideriske dag., Venus ‘ s spin – og orbitalperioder er meget næsten synkroniseret med Jordens kredsløb, således at Venus, når de to planeter er tættest på dem, præsenterer næsten det samme ansigt mod Jorden. Årsagerne til dette er komplekse og har at gøre med gravitationsinteraktionerne mellem Venus, Jorden og solen samt virkningerne af Venus ‘ massive roterende atmosfære. 3 toward mod planetens bane, har planeten ikke mærkbare årstider. Også Venus rotationsperiode bremset med 6.,5 minutter mellem to sæt målinger foretaget i 1990-92 og 2006-08. Astronomer har endnu ingen tilfredsstillende forklaring på Venus ‘ s ejendommelige roterende egenskaber. Den oftest citerede id.er, at når Venus dannede sig fra accretion af planetariske byggesten (planetesimaler), kolliderede en af de største af disse kroppe med proto-Venus på en sådan måde, at den vælter og muligvis også sænker dens spin.
Venus ‘ gennemsnitlige radius er 6,051.8 km (3,760.4 km), eller om 95 procent af Jorden ved Ækvator, mens dens masse er 4.87 × 1024 kg, eller til 81,5 procent af Jorden., Ligheder til Jorden i størrelse og masse producere en lighed i tæthed—5.24 gram pr kubik centimeter for Venus, sammenlignet med 5.52 til Jorden. De resulterer også i en sammenlignelig overfladetyngde—mennesker, der står på Venus, ville have næsten 90 procent af deres vægt på jorden. Venus er mere næsten sfærisk end de fleste planeter. En planets rotation forårsager generelt en udbulning ved ækvator og en let fladning ved polerne, men Venus ‘ meget langsomme spin gør det muligt at opretholde sin meget sfæriske form.
Skriv et svar