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Ver el código de «Venus (planeta)» - Wikipedia, la enciclopedia libre
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También puede enviar un correo electrónico a la cola <a href="https://meta.wikimedia.org/wiki/Special:MyLanguage/VRT" class="extiw" title="m:Special:MyLanguage/VRT">VRT</a> de <a href="https://meta.wikimedia.org/wiki/Special:MyLanguage/Stewards" class="extiw" title="m:Special:MyLanguage/Stewards">stewards</a> a <kbd>stewards@wikimedia.org</kbd> incluyendo todos los detalles anteriores.</li></ul><hr /> <p>Puedes ver y copiar el código fuente de esta página. </p><textarea readonly="" accesskey="," id="wpTextbox1" cols="80" rows="25" style="" class="mw-editfont-monospace" lang="es" dir="ltr" name="wpTextbox1">== Características físicas == === Atmósfera de Venus === [[Archivo:Venus 2 Approach Image.jpg|miniatura|izquierda|Vista casi global de Venus en color natural, tomada por la sonda espacial [[MESSENGER]]]] {{AP|Atmósfera de Venus}} Venus tiene una densa [[atmósfera]], compuesta en su mayor parte por [[dióxido de carbono]] y una pequeña cantidad de [[nitrógeno]].<ref>{{cita libro |edición=3.ª |título=Encyclopedia of the Solar System |url=https://www.worldcat.org/oclc/881183532 |fechaacceso=15 de septiembre de 2020 |isbn=978-0-12-416034-7 |oclc=881183532 |apellidos=Taylor |nombre=Fredric W. |editorial=Elsevier Science & Technology |editor=Tilman, Spohn; Breuer, Doris; Johnson, T. V. |ubicación=Oxford |idioma=en |capítulo=Venus: Atmosphere}}</ref> La presión a nivel de la superficie es noventa veces superior a la [[presión atmosférica]] en la superficie terrestre (una presión equivalente en la Tierra a la presión que hay sumergido en el agua a una profundidad de un kilómetro). La enorme cantidad de dióxido de carbono de la atmósfera provoca un fuerte [[efecto invernadero]] que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 464{{esd}}°C en las regiones menos elevadas cerca del [[ecuador terrestre|ecuador]]. Esto hace que Venus sea más caliente que [[Mercurio (planeta)|Mercurio]], a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que este y de recibir solo el 25 % de su [[radiación solar]] (2613.9{{esd}}W/m² en la atmósfera superior y 1071.1{{esd}}W/m² en la superficie). Debido a la [[inercia térmica]] de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta [[Movimiento de rotación|rotación]] de Venus (menos de una rotacion por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de solo 6.5{{esd}}km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en un intervalo de solo 4{{esd}}días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de oeste a este, hay un movimiento vertical en forma de [[célula de Hadley]] que transporta el calor del ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.<ref>{{cita publicación |url=https://www.researchgate.net/publication/23864730_Cloud_Patterns_Waves_and_Convection_in_the_Venus_Atmosphere |título=Cloud Patterns, Waves and Convection in the Venus Atmosphere |sitioweb=researchgate |fecha=septiembre de 1976 |fechaacceso=15 de febrero de 2021 |idioma=en}}</ref> [[File:Venus - December 23 2016.png|miniatura|Estructura de nubes de la atmósfera de Venus, visible a través de imágenes ultravioleta. Venus está cubierta por una densa capa de nubes.]] La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El [[albedo]] bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60 %, y su [[albedo]] visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de dióxido de carbono en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta. Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350{{esd}}km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de [[dióxido de azufre]] y [[ácido sulfúrico]], y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70{{esd}}km sobre la superficie) es de −45{{esd}}°C. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus es de 464{{esd}}°C. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400{{esd}}°C, lo que lo hace el planeta más caliente del sistema solar. === Geología de Venus === {{AP|Geología de Venus}} [[Archivo:Map of Venus.png|thumb|230px|Mapa altimétrico de Venus realizado por la [[NASA]]]] [[Archivo:Venus Earth Comparison.png|thumb|230px|Comparación de Venus con la Tierra]] Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de este a oeste, en lugar de hacerlo de oeste a este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores ([[Urano (planeta)|Urano]] también tiene una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97.86°, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce por qué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un [[asteroide]] en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001{{esd}}días solares venusianos entre cada [[conjunción (astronomía)|conjunción]] inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de [[marea]] que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo. Venus tiene dos mesetas principales a modo de [[continente]]s, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta norte se llama [[Ishtar Terra]] y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el [[monte Everest]]), llamada [[Maxwell Montes]] en honor de [[James Clerk Maxwell]]. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de [[Australia]]. En el hemisferio sur se encuentra [[Aphrodite Terra]], mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de [[América del Sur|Sudamérica]]. Entre estas [[meseta]]s existen algunas depresiones del terreno, que incluyen [[Atalanta Planitia]], [[Guinevere_Planitia|Guinevere Planitia]] y [[Lavinia Planitia]]. Con la única excepción del monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas. La densa atmósfera de Venus provoca que los [[meteorito]]s se desintegren bruscamente en su descenso, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse [[cráter de impacto|cráteres de impacto]] más pequeños de 3.2{{esd}}kilómetros de diámetro. Aproximadamente el 90 % de la superficie de Venus parece consistir en un [[basalto]] recientemente solidificado (en términos [[geología|geológicos]]) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800{{esd}}millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico. El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de [[hierro]] de unos 3000{{esd}}km de radio, con un [[Manto terrestre|manto]] rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la [[Magallanes (misión espacial)|sonda Magallanes]], la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene [[Placa tectónica|placas tectónicas]] móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas [[Erupción volcánica|erupciones volcánicas]] que inundan su superficie con [[lava]] «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.<ref>{{cita publicación |url=https://www.bbc.com/mundo/ciencia_tecnologia/2010/04/100411_venus_volcanes_crz |título=Venus sigue siendo "volcánicamente activo" |sitioweb=bbc |fecha=11 de abril de 2010 |fechaacceso=6 de febrero de 2021}}</ref> [[Archivo:Venus2 mag big.png|thumb|right|225px|Gráfico de altitud y profundidad de la superficie de Venus.]] El [[campo magnético]] de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del sistema solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de «dinamo interno» de hierro líquido. Como resultado de esto, el [[viento solar]] golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado. Se supone que Venus tuvo originalmente tanta [[agua]] como la Tierra pero que, al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se [[Disociación (química)|disocia]] en [[hidrógeno]] y [[oxígeno]], escapando el hidrógeno al espacio por su baja [[masa molecular]]. El porcentaje de [[deuterio]] (un [[isótopo]] pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de [[dióxido de carbono]]). A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones. Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado [[Neith (luna hipotética)|Neith]], llamado así por la diosa Sais del [[Antiguo Egipto]], cuyo velo ningún mortal podía levantar. Fue aparentemente observado por primera vez por [[Giovanni Cassini]] en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte [[estrella]]s tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún [[satélite natural|satélite]], si bien el asteroide [[(524522) 2002 VE68|2002 VE<sub>68</sub>]] casi lo es.<ref name=paper>{{cita web |idioma= en |fecha=2018 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2004MNRAS.351L..63M&amp;db_key=AST&amp;high=40daf3f6f900097 |título= Asteroid 2002 VE68, a quasi-satellite of Venus}}</ref> ==== Agua y habitabilidad en el pasado ==== El [[Instituto Goddard de Estudios Espaciales]] de la [[NASA]] y otros han postulado que Venus pudo tener un océano poco profundo, con tanta agua como [[Océano mundial|el terrestre]],<ref name="ESAH">{{cita web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Venus_Express/Where_did_Venus_s_water_go |título=Where did Venus's water go? |editor=Agencia Espacial Europea |fecha=18 de diciembre de 2008 |fechaacceso=19 de noviembre de 2016 |idioma=inglés}}</ref> que contribuyera a mantener condiciones de [[habitabilidad planetaria|habitabilidad]] durante un máximo de 2000{{esd}}millones de años.<ref name="Hashimoto">{{cita publicación |autor=Hashimoto, G. L. ''et al.''|título=Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data |publicación=Journal of Geophysical Research |fecha=2008 |volumen=113 |doi=10.1029/2008JE003134 |páginas=E00B24 |bibcode=2008JGRE..11300B24H|idioma=inglés|issn=0148-0227}}</ref><ref name="Shiga">{{cita web |autor=Shiga, David |url=http://www.newscientist.com/article/dn12769-did-venuss-ancient-oceans-incubate-life.html#.UiwMq8ZMvlU |título=Did Venus's ancient oceans incubate life? |obra=New Scientist |fecha=10 de octubre de 2007|idioma=inglés}}</ref><ref name="WV2016">{{cita publicación |url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2016GL069790/abstract |título=Was Venus the First Habitable World of our Solar System? |autor=Way, Michael J. ''et al.'' |publicación=Geophysical Research Letters |fecha=26 de agosto de 2016 |fechaacceso=19 de noviembre de 2016 |doi=10.1002/2016GL069790 |idioma=inglés}}</ref><ref name="climateNASA">{{cita web |url=http://climate.nasa.gov/news/2475/nasa-climate-modeling-suggests-venus-may-have-been-habitable/ |título=NASA climate modeling suggests Venus may have been habitable |autor= Cabbage, Michael y Leslie McCarthy |editor=NASA |fecha=11 de agosto de 2016 |fechaacceso=19 de noviembre de 2016 |idioma=inglés}}</ref><ref name="SciAmOceanos">{{cita web |url=https://www.scientificamerican.com/article/hellish-venus-might-have-been-habitable-for-billions-of-years/ |título=Hellish Venus Might Have Been Habitable for Billions of Years |autor=Hall, Shannon |obra=Scientific American |fecha=10 de agosto de 2016 |fechaacceso=19 de noviembre de 2016 |idioma=inglés}}</ref> Dependiendo de los parámetros suministrados a sus modelos teóricos, el agua líquida venusiana pudo terminar de evaporarse hace 715{{esd}}millones de años.<ref name="WV2016" /> Hoy en día, toda el agua conocida en Venus está en forma de una pequeña cantidad de vapor [[Atmósfera de Venus|atmosférico]] (20{{esd}}[[Partes por millón|ppm]].)<ref name=Basilevsky2003>{{cita publicación |autor=Basilevsky, Alexandr T. ''et al.'' |título=The surface of Venus |publicación=Rep. Prog. Phys. |fecha=2003 |volumen=66 |número=10 |páginas=1699-1734 |doi=10.1088/0034-4885/66/10/R04 |bibcode = 2003RPPh...66.1699B |idioma=inglés}}</ref><ref name=Bertaux2007>{{cita publicación |autor=Bertaux, Jean-Loup |título=A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO |publicación=Nature |fecha=2007 |volumen=450 |páginas=646-649 |doi=10.1038/nature05974 |bibcode=2007Natur.450..646B |pmid=18046397 |número=7170 |idioma=en}}</ref> No obstante, la sonda [[Venus Express]] de la [[Agencia Espacial Europea]] detectó en 2008 que Venus todavía está perdiendo cantidades mensurables de [[hidrógeno]], uno de los dos elementos constituyentes del agua.<ref name="ESAH" /> === Estructura interna === Sin información sísmica o detalles, [[momento de inercia]], existen pocos datos directos sobre la [[geoquímica]] y la estructura interna de Venus. Sin embargo, la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín: un [[Núcleo (geología)|núcleo]], un [[Manto terrestre|manto]], y una [[Corteza (geología)|corteza]]. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño y densidad de Venus indica que las presiones en su interior son considerablemente menores que en la Tierra. La diferencia principal entre los dos planetas es la carencia de [[placa tectónica|placas tectónicas]] en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie. Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento y proporcionando una explicación viable sobre la carencia de un [[campo magnético]] interno.<ref>{{cita publicación |url=https://www.researchgate.net/publication/237964941_Why_does_Venus_lack_a_magnetic_field |título=Why does Venus lack a magnetic field? |sitioweb=researchgate |fecha=noviembre de 2002 |fechaacceso=15 de febrero de 2021 |idioma=en}}</ref><ref>{{cita publicación |url=https://astronomy.stackexchange.com/questions/10189/why-did-venus-not-lose-its-atmosphere-without-a-magnetic-field |título=Why did Venus not lose its atmosphere without a magnetic field? |sitioweb=Astronomy Beta |fecha=2016 |fechaacceso=15 de febrero de 2021 |idioma=en}}</ref> </textarea><div class="templatesUsed"></div><p id="mw-returnto">Volver a <a href="/wiki/Venus_(planeta)" title="Venus (planeta)">Venus (planeta)</a>.</p> <!--esi <esi:include src="/esitest-fa8a495983347898/content" /> --><noscript><img src="https://login.wikimedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1&useformat=desktop" alt="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;"></noscript> <div class="printfooter" data-nosnippet="">Obtenido de «<a dir="ltr" href="https://es.wikipedia.org/wiki/Venus_(planeta)">https://es.wikipedia.org/wiki/Venus_(planeta)</a>»</div></div> <div id="catlinks" class="catlinks catlinks-allhidden" data-mw="interface"></div> </div> </main> </div> <div class="mw-footer-container"> <footer id="footer" class="mw-footer" > <ul id="footer-info"> </ul> <ul id="footer-places"> <li id="footer-places-privacy"><a href="https://foundation.wikimedia.org/wiki/Special:MyLanguage/Policy:Privacy_policy/es">Política de privacidad</a></li> <li id="footer-places-about"><a href="/wiki/Wikipedia:Acerca_de">Acerca de Wikipedia</a></li> <li id="footer-places-disclaimers"><a href="/wiki/Wikipedia:Limitaci%C3%B3n_general_de_responsabilidad">Limitación de responsabilidad</a></li> <li id="footer-places-wm-codeofconduct"><a href="https://foundation.wikimedia.org/wiki/Special:MyLanguage/Policy:Universal_Code_of_Conduct">Código de conducta</a></li> <li id="footer-places-developers"><a href="https://developer.wikimedia.org">Desarrolladores</a></li> <li id="footer-places-statslink"><a href="https://stats.wikimedia.org/#/es.wikipedia.org">Estadísticas</a></li> <li id="footer-places-cookiestatement"><a href="https://foundation.wikimedia.org/wiki/Special:MyLanguage/Policy:Cookie_statement/es">Declaración de cookies</a></li> <li id="footer-places-mobileview"><a href="//es.m.wikipedia.org/w/index.php?title=Venus_(planeta)&action=edit&section=6&mobileaction=toggle_view_mobile" class="noprint stopMobileRedirectToggle">Versión para móviles</a></li> </ul> <ul id="footer-icons" class="noprint"> <li id="footer-copyrightico"><a href="https://wikimediafoundation.org/" class="cdx-button cdx-button--fake-button cdx-button--size-large cdx-button--fake-button--enabled"><img src="/static/images/footer/wikimedia-button.svg" width="84" height="29" alt="Wikimedia Foundation" loading="lazy"></a></li> <li id="footer-poweredbyico"><a href="https://www.mediawiki.org/" class="cdx-button cdx-button--fake-button cdx-button--size-large cdx-button--fake-button--enabled"><img src="/w/resources/assets/poweredby_mediawiki.svg" alt="Powered by MediaWiki" width="88" height="31" loading="lazy"></a></li> </ul> </footer> </div> </div> </div> <div class="vector-settings" id="p-dock-bottom"> <ul></ul> </div><script>(RLQ=window.RLQ||[]).push(function(){mw.config.set({"wgHostname":"mw-web.codfw.main-5c59558b9d-zsf8m","wgBackendResponseTime":184,"wgPageParseReport":{"limitreport":{"cputime":"0.022","walltime":"0.031","ppvisitednodes":{"value":75,"limit":1000000},"postexpandincludesize":{"value":4199,"limit":2097152},"templateargumentsize":{"value":465,"limit":2097152},"expansiondepth":{"value":7,"limit":100},"expensivefunctioncount":{"value":0,"limit":500},"unstrip-depth":{"value":0,"limit":20},"unstrip-size":{"value":60,"limit":5000000},"entityaccesscount":{"value":0,"limit":400},"timingprofile":["100.00% 7.218 1 -total","100.00% 7.218 1 Plantilla:Webhost_bloqueado"," 64.34% 4.644 1 Plantilla:Tlx"]},"cachereport":{"origin":"mw-web.codfw.main-5c59558b9d-zsf8m","timestamp":"20241130214043","ttl":2592000,"transientcontent":false}}});});</script> </body> </html>