¿Cuál de Venus, Júpiter o Saturno es más adecuado para la habitación humana?

Descripción general de Venus Algunas personas dicen que Venus es la hermana gemela de la Tierra. De hecho, desde un punto de vista estructural, Venus y la Tierra tienen muchas similitudes. El radio de Venus es de unos 6073 kilómetros, que es sólo 300 kilómetros más pequeño que el radio de la Tierra. Su volumen es 0,88 veces el de la Tierra y su masa es 4/5 de la de la Tierra. el de la Tierra. Pero los entornos de los dos son muy diferentes: Venus tiene una temperatura superficial muy alta y no hay agua líquida. Sumado a condiciones naturales crueles como una presión atmosférica extremadamente alta y una grave falta de oxígeno, es imposible que exista vida en Venus. Por tanto, Venus y la Tierra son sólo un par de hermanas que parecen inseparables.

La rotación de Venus es muy especial: gira en sentido contrario al de otros planetas, de oeste a este. Por lo tanto, visto desde Venus, el sol sale por el oeste y se pone por el este. Se necesitan 243 días para girar una vez, pero un día y una noche en Venus son extremadamente largos, equivalentes a 117 días en la Tierra. Esto significa que sólo hay "dos días" en un "año" en Venus, y sólo se pueden ver. sol dos veces al año". La órbita de Venus alrededor del sol es una elipse que se acerca mucho a un círculo perfecto. Su velocidad de revolución es de unos 35 kilómetros por segundo y su período de revolución es de unos 224,70 días. La órbita de Venus está muy cerca de un círculo perfecto y coincide estrechamente con el plano de la eclíptica. Su período de revolución es de aproximadamente 224,7 días, pero su período de rotación es de 243 días. En otras palabras, el "día" de Venus es más largo que su "año". Venus es el único planeta grande del sistema solar que gira en dirección inversa. Además, al igual que Mercurio, se trata de los dos únicos grandes planetas del sistema solar sin satélites naturales. Venus tiene un día y una noche de 243 días y un período de revolución de 225 días. La lenta rotación de Venus es retrógrada, lo que significa que gira de este a oeste en lugar de de oeste a este como la mayoría de los planetas (Plutón y Urano también giran retrógrados, y el eje de rotación de Urano está inclinado 97,86 grados, casi transversal a la superficie de la trayectoria). Este fenómeno pudo haber sido causado por una colisión entre Venus y otros asteroides hace mucho tiempo, pero aún no se puede demostrar. Además de esta inusual rotación retrógrada, Venus es un poco inusual. El período de rotación y la órbita de Venus están sincronizados, de modo que cuando los dos planetas están más cerca, Venus siempre mira a la Tierra desde el mismo lado (lo que ocurre cada 5.001 días venusianos). Esto puede ser el resultado del bloqueo de las mareas: cuando los dos planetas están lo suficientemente cerca, las fuerzas de las mareas afectan la rotación de Venus. Por supuesto, puede ser sólo una coincidencia

Parámetros principales

Periodo de revolución: 224.701 días

Velocidad orbital media: 35,03 kilómetros/segundo

Excentricidad orbital: 0,007

Inclinación orbital: 3,4 grados

Diámetro ecuatorial: 12.103,6 kilómetros

Masa (Masa de la Tierra = 1): 0,8150

Densidad: 5,24 g/cm3

Período de rotación: 243,01 días

Número de satélites: 0

Radio orbital: 108.208.930 km(0,72 unidades astronómicas)

Superficie 460 millones de kilómetros cuadrados

Gravedad superficial 8,78 m/s2

Tiempo de autobiografía: 243,02 días

Velocidad de escape 10,4 kilómetros/ segundo

Temperatura superficial mínima y máxima promedio

737K 750K 773K

Topografía

Grandes áreas en la superficie de Venus Hay dos principales tierras altas continentales en la llanura.

Las tierras altas del norte se llaman Tierra de Ishtar y contienen las montañas Maxwell, las más altas de Venus (unos dos mil metros más altas que el Himalaya), que llevan el nombre de James Clerk Maxwell. Las montañas Maxwell rodean la meseta de Laxmi. La tierra de Ishtar es aproximadamente del tamaño de Australia. Existe la Tierra de Afrodita más grande en el hemisferio sur, que tiene aproximadamente el mismo tamaño que América del Sur. Entre estas tierras altas hay muchas tierras bajas, incluidas las llanuras de Atalanta, Guerneville y Lavinia. Con la excepción de las montañas Maxwell, todas las características de Venus llevan nombres de mujeres reales o míticas. Debido a que la espesa atmósfera de Venus frena los meteoros y otros cuerpos celestes antes de llegar a la superficie de Venus, los cráteres de Venus no superan los 3,2 kilómetros.

Alrededor del 90% de la superficie de Venus está formada por lava basáltica que se solidificó no hace mucho, y por supuesto hay un número muy reducido de cráteres. Esto sugiere que Venus ha estado experimentando una remodelación de la superficie en los últimos tiempos. El interior de Venus puede ser similar al de la Tierra: un núcleo con un radio de unos 3.000 kilómetros y un manto compuesto de roca fundida constituyen la mayor parte de Venus. Datos recientes de la nave espacial Magallanes indican que la corteza de Venus es más gruesa y sólida de lo que se pensaba anteriormente. Se puede inferir que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero hay una gran cantidad de erupciones volcánicas regulares en toda la superficie de Venus. Las características más antiguas de Venus tienen sólo 800 millones de años y la mayoría de las áreas son bastante jóvenes (aunque algunas tienen cientos de millones de años). Descubrimientos recientes sugieren que los volcanes de Venus permanecen activos en puntos geológicos aislados.

El propio campo magnético de Venus es muy débil en comparación con el de otros planetas del sistema solar. Esto puede deberse a que la rotación de Venus no es lo suficientemente rápida y el hierro líquido en su núcleo produce un campo magnético débil debido al corte de las líneas del campo magnético. Esto permite que el viento solar golpee la atmósfera superior de Venus sin amortiguar. Al principio se pensaba que Venus y la Tierra tenían la misma cantidad de agua. Sin embargo, el ataque del viento solar ha provocado que el vapor de agua de la atmósfera superior de Venus se descomponga en hidrógeno y oxígeno. Los átomos de hidrógeno escapan al espacio debido a su pequeña masa. La proporción de deuterio (un isótopo del hidrógeno que es más masivo y se escapa más lentamente) en Venus parece apoyar esta teoría. El elemento oxígeno se combina con materiales de la corteza terrestre, por lo que no hay oxígeno en la atmósfera. La superficie de Venus es muy árida, por lo que las rocas de Venus son más duras que las de la Tierra, lo que da lugar a montañas, acantilados y otros accidentes geográficos más empinados.

Además, según la detección del detector, se comprobó que el magma de Venus contiene agua.

Es posible que Venus haya tenido mucha agua como la Tierra, pero toda se evaporó y disipó, por lo que hoy está muy seco. La Tierra correría la misma suerte si estuviera más cerca que el Sol. Sabremos las razones por las que las condiciones subyacentes son tan similares pero los fenómenos son tan diferentes.

La mayor parte de la superficie de Venus está formada por llanuras ligeramente onduladas, con algunas amplias depresiones, también hay dos grandes tierras altas, mesetas, rodeadas por las montañas más altas de Venus;

No hay cráteres pequeños en Venus, y parece que el asteroide no se quemó al entrar en la densa atmósfera de Venus. Los cráteres de Venus están todos en serie. Parece que los asteroides grandes suelen romperse en la atmósfera antes de llegar a la superficie de Venus.

Las zonas más antiguas de Venus parecen haberse formado hace 800 millones de años. Los incendios forestales generalizados en ese momento arrasaron la superficie temprana, incluidos varios cráteres grandes formados durante la historia temprana de Venus.

Venus no tiene campo magnético, quizás debido a su lenta rotación.

La superficie de Venus es relativamente joven, se formó hace unos 3 a 5 millones de años. El terreno de Venus es relativamente plano. El 70% de Venus se compone de llanuras suavemente onduladas, el 20% son tierras bajas y aproximadamente el 10% son tierras altas. El pico más alto alcanza los 10.590 metros, que es más alto que el Monte Everest. Un Gran Cañón de 1.200 kilómetros de largo que cruza el ecuador de sur a norte es el cañón más grande entre los nueve planetas.

En Venus no hay cráteres pequeños. Debido a la densa atmósfera de la superficie de Venus, los pequeños meteoritos se queman cuando entran en la atmósfera de Venus. Los cráteres en Venus generalmente se encuentran en grupos, presumiblemente causados ​​por asteroides más grandes que se rompen en la atmósfera antes de llegar a la superficie.

Los volcanes y la actividad volcánica abundan en la superficie de Venus. Al menos el 85% de la superficie de Venus está cubierta de roca volcánica. Además de cientos de volcanes grandes, hay más de 100.000 volcanes pequeños dispersos en la superficie de Venus.

Los flujos de lava expulsados ​​del volcán han creado largos canales que se extienden por cientos de kilómetros, y el más largo supera los 7.000 kilómetros.

La distribución de los volcanes en Venus

Venus está densamente cubierto de volcanes y es el planeta con mayor número de volcanes del sistema solar. Venus tiene muchas similitudes con la Tierra. Son similares en tamaño y volumen, pero entre estas similitudes básicas también hay muchas diferencias. No hay agua en la superficie de Venus y no hay humedad en el aire. El componente principal de sus nubes es el ácido sulfúrico y la altura de las nubes en Venus es mucho mayor que la de la Tierra. Debido a la alta presión en la atmósfera, la velocidad del viento en Venus es correspondientemente lenta. Esto significa que la superficie de Venus no se ve afectada por el viento ni bañada por la lluvia. Como resultado, las características volcánicas de Venus permanecen claramente visibles durante largos períodos de tiempo.

Venus no tiene placas tectónicas, ni cadenas volcánicas lineales, ni zonas obvias de muerte de placas. Aunque hay muchos cañones en Venus, no hay trincheras que se parezcan a las de la Tierra.

Hay indicios de que las erupciones de los volcanes venusinos también son relativamente sencillas. Estructura geológica condensada

No existe información directa sobre la estructura interna de Venus. De cálculos teóricos se puede concluir que la estructura interna de Venus es similar a la de la Tierra, con un núcleo de hierro-níquel. con un radio de unos 3.100 kilómetros. La capa intermedia es un "manto" compuesto principalmente de silicio, oxígeno, hierro, magnesio y otros compuestos, mientras que la capa exterior es una "capa" muy delgada compuesta principalmente de compuestos de silicio.

Los científicos especulan que la estructura interna de Venus puede ser similar a la de la Tierra. Basándose en la estructura de la Tierra, se especula que los principales componentes del manto de Venus son silicatos a base de olivino y piroxeno. y una capa de corteza a base de silicato, el centro es un núcleo compuesto por una aleación de hierro y níquel. La densidad media de Venus es de 5,24 g/cc, sólo superada por la Tierra y Mercurio, y es el tercero más denso entre los nueve planetas.

Un núcleo de hierro de 3.000 kilómetros de diámetro, con piedra fundida ocupando la mayor parte del manto del planeta. Los datos recientes sobre la gravedad devueltos por la nave espacial Magallanes sugieren que la corteza de Venus es mucho más dura y gruesa de lo que se suponía anteriormente. Al igual que en la Tierra, las corrientes de convección en el manto crean presión en la superficie, pero muchas regiones relativamente pequeñas la alivian, de modo que no se rompe en los límites de las placas, como en la Tierra.

Saturno

La órbita de Saturno se encuentra a 1,4294 millones de kilómetros del sol, con un período de revolución de 10.759,5 días, lo que equivale a 29,5 años terrestres, y una magnitud aparente de 0,67. Entre los planetas del sistema solar, los anillos de Saturno son los más llamativos. Hacen que Saturno parezca llevar un hermoso sombrero de paja grande. Las observaciones muestran que los materiales que componen el anillo son hielo roto, rocas, polvo, partículas, etc., que están dispuestos en una serie de círculos y giran alrededor de Saturno.

Saturno es como Júpiter en muchos aspectos. Por ejemplo, es un planeta gigante como Júpiter. Su volumen es 745 veces el de la Tierra y su masa es 95,18 veces la de la Tierra. Entre los nueve planetas del sistema solar, Saturno ocupa el segundo lugar en tamaño y masa después de Júpiter. Al igual que Júpiter, está rodeado de coloridas bandas de nubes y custodiado por más lunas. Tiene forma esférica achatada debido a su rápida rotación. El radio ecuatorial es de aproximadamente 60.000 kilómetros. La densidad media de Saturno es de sólo 0,70 g/cm3, que es la densidad más pequeña entre los ocho planetas. Si lo pones en agua, flotará. El gran radio de Saturno y su baja densidad hacen que la aceleración gravitacional en su superficie sea similar a la de la superficie de la Tierra. En oposición, el brillo de Saturno rivaliza con el de las estrellas más brillantes del cielo. Dado que el plano del anillo no coincide con el plano orbital de Saturno y la dirección del plano del anillo permanece sin cambios durante su movimiento alrededor del Sol, el área aparente del anillo no es fija cuando se ve desde la Tierra. , provocando que el brillo aparente de Saturno también cambie. Cuando los anillos de Saturno tienen el área aparente más grande, Saturno aparece más brillante cuando la línea de visión coincide con el plano de los anillos, los anillos aparecen como una línea recta y Saturno aparece más oscuro. La diferencia de brillo entre los dos es aproximadamente 3 veces.

El radio de la órbita de Saturno alrededor del Sol es de unos 1.400 millones de kilómetros y su órbita es elíptica. Su distancia al Sol difiere en unos 150 millones de kilómetros en el perihelio y el afelio. Saturno orbita alrededor del Sol a una velocidad promedio de unos 9,64 kilómetros por segundo y tarda unos 29,5 años en completar una revolución. Saturno también tiene cuatro estaciones, pero cada estación dura más de 7 años. Debido a que está lejos del sol, incluso el verano es extremadamente frío. Saturno gira muy rápidamente, pero la velocidad de rotación es diferente en diferentes latitudes. Esta diferencia es incluso mayor que la de Júpiter.

El período de rotación en el ecuador es de 10 horas y 14 minutos, y a 60 grados de latitud es de 10 horas y 40 minutos. Esto significa que en el ecuador de Saturno, un día y una noche duran sólo 10 horas y 14 minutos.

Saturno es verde cerca de sus polos y es la zona más oscura de toda la superficie. Según observaciones infrarrojas, la temperatura de la cima de las nubes es de -170°C, 50°C menos que la de Júpiter. La temperatura en la superficie de Saturno es de unos -140°C. A veces aparecen manchas blancas en la superficie de Saturno. La mancha blanca más famosa fue descubierta en agosto de 1933. Esta mancha blanca apareció en la región ecuatorial, tenía forma de huevo y su longitud alcanzó 1/5 del diámetro de Saturno. , esta mancha blanca ha seguido expandiéndose, extendiéndose casi por todo el cinturón ecuatorial.

Debido a la baja temperatura de la superficie del planeta y su alta velocidad de escape (35,6 kilómetros/segundo), Saturno retiene todo el hidrógeno y helio que tenía cuando se formó hace miles de millones de años. Por tanto, los científicos creen que estudiar la composición actual de Saturno equivale a estudiar la composición original en las primeras etapas de la formación del sistema solar, lo que resulta de gran ayuda para comprender las actividades internas y la evolución del sol. En general, se cree que la composición química de Saturno es similar a la de Júpiter, pero con menos hidrógeno. Saturno tiene más metano y menos amoníaco que Júpiter.

Actualmente se cree que cuando se formó Saturno, hubo primero una acreción de material terrestre y material de hielo, seguido de una acumulación de gas. Por tanto, Saturno tiene un núcleo rocoso de 20.000 kilómetros de diámetro. Este núcleo representa entre el 10% y el 20% de la masa de Saturno. El núcleo está rodeado por una capa de hielo de 5.000 kilómetros de espesor y en el exterior hay una extensa capa de hidrógeno metálico de 8.000 kilómetros de espesor. capa de hidrógeno molecular.

El interior de Saturno también es similar al de Júpiter, con un núcleo rocoso. La superficie exterior del núcleo es una capa compuesta por 5.000 kilómetros de hielo y 8.000 kilómetros de hidrógeno metálico. La superficie más exterior está rodeada de coloridas bandas de nubes. El movimiento atmosférico de Saturno es relativamente tranquilo y la temperatura de su superficie es muy baja, alrededor de -140 grados Celsius.

Saturno orbita el sol en diagonal a una velocidad media de 9,64 kilómetros por segundo. Su radio orbital es de unos 1.400 millones de kilómetros. La velocidad de revolución es relativamente lenta. Tarda 29,5 años en orbitar el sol. muy rápidamente, el período de rotación en el ecuador es de 10 horas y 14 minutos.

Más ligero que el agua

Saturno, como otros planetas, también se mueve en una órbita elíptica alrededor del sol. El radio orbital de Saturno alrededor del Sol es de aproximadamente 9,54 unidades de distancia astronómica (aproximadamente 1,4 mil millones de kilómetros). La excentricidad de la órbita es de 0,056. El ángulo entre el plano orbital y el plano de la eclíptica es de 2°5′. orbitar alrededor del sol. La velocidad orbital promedio es de 9,6 kilómetros por segundo. La rotación de Saturno es muy rápida, sólo superada por Júpiter. Su velocidad angular de rotación varía con la latitud. El período de rotación en el ecuador es de 10 horas y 14 minutos, y a 60° de latitud es de 10 horas y 40 minutos. Debido a su rápida rotación, su forma se vuelve aplanada, lo que lo convierte en el planeta más plano entre los planetas del sistema solar. La superficie de Saturno también tiene franjas que se extienden a lo largo del ecuador y la superficie está cubierta por nubes.

Radio orbital largo (unidad de distancia astronómica) 9.539

Radio orbital largo (10 millones de kilómetros) 1427.0

Período estelar revolucionario (día) 10759.5

Periodo de reunión (días) 378

Excentricidad orbital 0,056

Inclinación orbital (grados) 2,5

Longitud del nodo amarillo ascendente (grados) 113,3

Longitud celeste del perihelio (grados) 92,3

Velocidad orbital media (km) 9,64

Radio ecuatorial (km) 60330

Tasa de oblatos 0,102

Masa (Masa de la Tierra=1) 95.159

Densidad (g/centímetro cúbico) 0.70

Gravedad ecuatorial (Tierra=1) 1.08

Velocidad de escape (km/s) 35,6

Periodo de rotación (día) 0,426

Ángulo amarillo-rojo (grados) 26,73

Albedo 0,57

Brillo máximo-0,4

Número de satélites (confirmados) 23

Información de Júpiter

Órbita: 778.330.000 kilómetros del sol (5,20 AU)

Diámetro del planeta: 142.984 km (ecuador)

Masa: 1,90*10^27 kg

Júpiter es el cuarto planeta más brillante del cielo Objeto (después del Sol, la Luna y Venus; a veces Marte es más brillante), Júpiter es conocido por los humanos desde tiempos prehistóricos. Basado en las observaciones de Galileo en 1610 de las cuatro lunas de Júpiter: Ío, Europa, Ganímedes y Calisto (ahora a menudo llamadas lunas galileanas), fueron los primeros descubrimientos que no giraban alrededor de la Tierra, lo que constituye también la base principal para estar de acuerdo con el heliocentrismo de Copérnico. Teoría sobre el movimiento planetario.

Los planetas gaseosos no tienen superficie sólida, y la densidad de su materia gaseosa sólo aumenta con la profundidad (calculamos su radio y diámetro a partir del punto en el que su superficie equivale a 1 atmósfera). Lo que vemos normalmente son las cimas de las nubes en la atmósfera, donde la presión es ligeramente superior a 1 atmósfera.

La información que tenemos sobre la estructura interna de Júpiter (y otros planetas gaseosos) proviene de fuentes muy indirectas y lleva mucho tiempo estancada. (Los datos atmosféricos de Júpiter obtenidos por Galileo sólo detectaron 150 kilómetros por debajo de las nubes).

Júpiter puede tener un núcleo pedregoso equivalente a entre 10 y 15 masas terrestres.

El núcleo es donde se concentra la mayor parte del material planetario, existiendo en forma de hidrógeno líquido. La forma más común de estos cimientos en Júpiter puede existir sólo a una presión de 4 mil millones de bares, que es el entorno dentro de Júpiter (así como de Saturno). El hidrógeno metálico líquido está compuesto de protones y electrones ionizados (similar al interior del sol, pero mucho más frío). A las temperaturas y presiones dentro de Júpiter, el hidrógeno es líquido, no gaseoso, lo que lo convierte en el conductor de electrones y la fuente del campo magnético de Júpiter. También en esta capa puede haber algo de helio y trazas de hielo.

La capa más externa está compuesta principalmente por moléculas ordinarias de hidrógeno y helio, que están líquidas por dentro y gasificadas por fuera. El agua, el dióxido de carbono, el metano y algunas otras moléculas de gas simples también tienen un poco aquí.

Los datos atmosféricos de Galileo también demuestran que hay mucha menos agua de lo que se esperaba. Inicialmente se esperaba que la atmósfera de Júpiter contuviera el doble de oxígeno que el del Sol actualmente (contando suficiente hidrógeno para producir agua). La concentración real actual es menor que la del sol. Otra noticia sorprendente es la alta temperatura de la atmósfera exterior y su densidad.

Candidato "Sol" ¿Es Júpiter sólo un planeta? ¿Por qué no se le puede considerar como una futura estrella, un cuerpo celeste que se está desarrollando hacia una estrella? Los lectores pueden sorprenderse: ¿es demasiado absurdo hacer esta pregunta? A principios de la década de 1980, el ex científico soviético Suchekov recibió muchas críticas después de proponer la nueva idea de que Júpiter podría ser una estrella en desarrollo. Sin embargo, la opinión de Suchekov no es un "castillo en el aire" y no tiene fundamento.

Su punto principal es: Júpiter está experimentando reacciones termonucleares en su interior, tiene su propia energía termonuclear y debería clasificarse como un objeto similar a una estrella que "puede calentarse y brillar por sí mismo".

Júpiter está mucho más lejos del sol que la Tierra, y recibe mucha menos radiación solar, por lo que su temperatura superficial es naturalmente mucho más baja. Según los resultados calculados, la temperatura de la superficie de Júpiter debería ser de -168 grados centígrados. Sin embargo, la temperatura observada en el suelo es de -139 grados centígrados, lo que supone una diferencia de casi 30 grados centígrados con respecto al valor calculado. Esto no puede deberse en ningún caso a errores. Dejemos que la sonda realice mediciones cerca de Júpiter y la precisión debería ser mayor. Cuando el Pioneer 11 sobrevoló Júpiter en diciembre de 1974, midió una temperatura en la superficie de -148 grados centígrados, cifra aún muy superior al valor teórico, lo que indica que Júpiter tiene su propia fuente de calor interna. Júpiter es un cuerpo celeste cuyo componente principal es el hidrógeno, que es muy diferente a nuestra Tierra y similar al Sol. Las atmósferas tanto de Júpiter como del Sol contienen aproximadamente un 90% de hidrógeno y aproximadamente un 10% de helio, con cantidades muy pequeñas de otros gases. En cuanto a la estructura interna de Júpiter, los modelos actuales creen que su superficie no es sólida y que todo el planeta se encuentra en estado fluido. La parte central de Júpiter es probablemente un núcleo sólido, compuesto principalmente de hierro y silicio, y la temperatura allí puede alcanzar al menos 30.000 grados. Fuera del núcleo hay dos capas de hidrógeno, primero una capa de hidrógeno en estado de hidrógeno metálico líquido y luego una capa de hidrógeno en estado de hidrógeno molecular líquido; estas dos capas juntas se denominan manto de Júpiter; Más arriba, el hidrógeno se convierte en el principal componente de la atmósfera en su estado gaseoso.