datos astronómicos básicos
visto a través de un telescopio, Venus presenta una cara brillante de color amarillo-blanco, esencialmente sin rasgos distintivos para el observador. Su aspecto oscurecido resulta de que la superficie del planeta está oculta de la vista por una cubierta continua y permanente de nubes. Las características en las nubes son difíciles de ver con luz visible., Cuando se observan en longitudes de onda ultravioleta, las nubes exhiben marcas oscuras distintivas, con complejos patrones de remolino cerca del ecuador y bandas brillantes y oscuras a escala global que tienen forma de V y se abren hacia el oeste. Debido a las nubes envolventes, poco se sabía sobre la superficie, la atmósfera y la evolución de Venus antes de principios de la década de 1960, cuando se realizaron las primeras observaciones de radar y la nave espacial realizó los primeros vuelos del planeta.
Venus orbita alrededor del sol a una distancia media de 108 millones de km (67 millones de millas), que es aproximadamente 0.7 veces la distancia de la tierra desde el sol. Tiene la órbita menos excéntrica de cualquier planeta, con una desviación de un círculo perfecto de solo aproximadamente 1 parte en 150. En consecuencia, sus distancias en el perihelio y afelio (es decir, cuando está más cerca y más lejos del Sol, respectivamente) varían poco de la distancia media. El período de su órbita—es decir, la duración del año venusiano—es de 224,7 días terrestres., Como Venus y la Tierra giran alrededor del sol, la distancia entre ellos varía desde un mínimo de unos 42 millones de km (26 millones de millas) hasta un máximo de unos 257 millones de km (160 millones de millas).
debido a que la órbita de Venus se encuentra dentro de la Tierra, el planeta exhibe fases como las de la luna cuando se ve desde la Tierra. De hecho, el descubrimiento de estas fases por el científico italiano Galileo en 1610 fue uno de los más importantes en la historia de la astronomía., En los días de Galileo, el modelo prevaleciente del universo se basó en la afirmación del astrónomo griego Ptolomeo casi 15 siglos antes de que todos los objetos celestes giran alrededor de la Tierra (ver Sistema ptolemaico). La observación de las fases de Venus era inconsistente con esta visión, pero era consistente con la idea del astrónomo polaco Nicolás Copérnico de que el sistema solar está centrado en el sol. La observación de Galileo de las fases de Venus proporcionó la primera evidencia observacional directa para la teoría copernicana.,
la rotación de Venus en su eje es inusual tanto en su dirección como en su velocidad. El sol y la mayoría de los planetas en el sistema solar giran en sentido antihorario cuando se ven desde arriba de sus polos norte; esta dirección se llama directa o prograda. Venus, sin embargo, gira en la dirección opuesta, o retrógrada. Si no fuera por las nubes del planeta, un observador en la superficie de Venus vería al sol salir en el oeste y ponerse en el este. Venus gira muy lentamente, tomando alrededor de 243 días terrestres para completar una rotación con respecto a las estrellas—la duración de su día sideral., El espín y los períodos orbitales de Venus están casi sincronizados con la órbita de la tierra, de modo que, cuando los dos planetas están más cerca, Venus presenta casi la misma cara hacia la Tierra. Las razones de esto son complejas y tienen que ver con las interacciones gravitacionales de Venus, La Tierra y el sol, así como los efectos de la atmósfera rotativa masiva de Venus. Debido a que el eje de rotación de Venus está inclinado solo unos 3° hacia el plano de su órbita, el planeta no tiene estaciones apreciables. Además, el período de rotación de Venus se ralentizó en 6.,5 minutos entre dos series de mediciones tomadas en 1990-92 y 2006-08. Los astrónomos todavía no tienen una explicación satisfactoria para las peculiares características rotacionales de Venus. La idea citada más a menudo es que, cuando Venus se estaba formando a partir de la acumulación de bloques de construcción planetarios (planetesimales), uno de los más grandes de estos cuerpos chocó con el proto-Venus de tal manera que lo volcó y posiblemente ralentizó su giro también.
El radio medio de Venus es de 6,051. 8 km (3,760.4 millas), o aproximadamente el 95 por ciento de la Tierra en el Ecuador, mientras que su masa es de 4.87 × 1024 kg, o el 81.5 por ciento de la Tierra., Las similitudes con la Tierra en tamaño y masa producen una similitud en densidad—5.24 gramos por centímetro cúbico para Venus, en comparación con 5.52 Para la Tierra. También resultan en una gravedad superficial comparable: los humanos que están en Venus poseerían casi el 90 por ciento de su peso en la Tierra. Venus es más esférica que la mayoría de los planetas. La rotación de un planeta generalmente causa un abultamiento en el ecuador y un ligero aplanamiento en los polos, pero el giro muy lento de Venus le permite mantener su forma altamente esférica.
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