És l’astre més lluminós del firmament després del Sol i la Lluna. La seva òrbita al voltant del Sol és pràcticament circular, amb una excentricitat de tan sols 0,007, la més petita de totes les òrbites planetàries, i un semieix major de 108,2 milions de km (0,723 UA). Altres característiques del seu moviment són la poca inclinació (3° 23') de l’eix de rotació respecte al pla de l’òrbita, que fa que no es produeixin fenòmens estacionals com els de la Terra, i la llarga durada del dia venusià, 117 dies (terrestres), que com a conseqüència fa que el moviment del Sol pel firmament del planeta sigui molt lent. El període sideral de Venus (temps que triga a completar una òrbita al voltant del Sol) és de 224,7 dies, mentre que el període de rotació (temps que triga a donar una volta sobre si mateix, prenent com a referència els estels) és de 243 dies. Aquesta rotació és retrògrada, és a dir, es fa en el sentit E-W i, en conseqüència, el Sol surt per l’oest i es pon per l’est, a l’inrevés de la Terra. Finalment, el període sinòdic (mitjana del temps comprès entre dues conjuncions successives) és de 583,92 dies.
Atès que és un planeta inferior, presenta fases com la Lluna. La fase creixent es presenta quan l’elongació de Venus és oriental. En aquesta situació, Venus segueix el Sol en el seu moviment pel firmament i, per tant, comença a brillar, a l’horitzó occidental, poc després de la posta de sol; és aleshores l’Estel del Vespre. Quan assoleix la màxima elongació oriental (que és d’uns 45-47°), uns 72 dies abans de la conjunció inferior, brilla durant les tres hores següents a la posta. La fase nova es presenta en la conjunció inferior (conjunció), en què el planeta té un diàmetre angular aparent de 61'. La fase minvant s’esdevé quan l’elongació és occidental. En aquesta situació, Venus precedeix el Sol en el seu moviment pel firmament i, per tant, brilla, a l’horitzó oriental, fins poc abans de la sortida de sol. És aleshores l’Estel del Matí. Quan assoleix la màxima elongació occidental (que és d’uns 45- 47°), uns 72 dies després de la conjunció inferior, Venus brilla durant les tres hores anteriors a la sortida de sol. La fase plena ocorre en la conjunció superior, en què té un diàmetre angular aparent de 10', bé que la presència del Sol el fa invisible a simple vista. Així, la màxima brillantor no correspon a aquesta fase, sinó a la que ocorre quan l’elongació (oriental o occidental) és de 39°, és a dir, uns 36 dies abans o després de la conjunció inferior. La seva magnitud aparent és aleshores de –4,4. L’observació de les fases de Venus fou un dels arguments utilitzats per Galileu Galilei al segle XVII a favor de la teoria heliocèntrica del sistema solar.
Els trànsits de Venus, és a dir, el pas del planeta per davant del Sol, es donen de dos en dos, amb un interval de 8 anys entre cadascun; entre cada parell transcorren 105,5 o 121,5 anys. Al llarg del segle XXI els dos únics trànsits de Venus tingueren lloc el 8 de juny de 2004 i el 6 de juny de 2012.
Característiques físiques i estructura interna
Venus té unes característiques físiques molt semblants a les de la Terra, tant pel que fa a les dimensions (diàmetre de 12.104 km) i a la massa (0,815 vegades la massa terrestre) com a la densitat (d = 5,25, considerant que la densitat de l’aigua és la unitat). Es creu que l’estructura interna de Venus pot ésser semblant a la de la Terra i que el nucli central de ferro té un radi d’uns 2.900 km. Sobre aquest nucli hi ha un mantell rocós fos. L’escorça superficial, a diferència de la de la Terra, no és fragmentada en plaques, sinó que forma un sol bloc. Possiblement a causa de la lenta rotació, no presenta camp magnètic.
Venus ha estat estudiat des de la Terra gràcies a la radioastronomia i, directament, mitjançant sondes planetàries, com la Mariner i la Pioneer-Venus, nord-americanes, i la Venera i laVega, soviètiques. La superfície del planeta ha estat estudiada gràcies a les dades transmeses per les Venera-9 i 10 (1975) i per les Venera-13 i 14 (1982). Aquestes últimes enviaren fotografies en color de gran resolució. L’anàlisi química i radioactiva del sòl indica que la composició és semblant a la dels basalts i granits terrestres. La cartografia ha estat realitzada gràcies a la radioastronomia (feta d’ençà dels anys seixanta) i a les dades transmeses per les Venera-15 i 16 (1983), la Pioneer-Venus (1978) i la Magellan (1990-94).
Pel que fa a la topografia, es distingeixen bàsicament tres tipus de terreny: un 70% de planes (en què la desviació de l’altura respecte al radi mitjà del planeta és de ±500 m); un 20% de depressions (terrenys més baixos que les planes, bé que mai no sobrepassen els 3.000 m de profunditat); i un 10% de terres altes. Entre aquestes darreres destaquen dues zones que poden ésser comparades als continents terrestres: l’Ishtar Terra (on hi ha els Maxwell Montes, cadena muntanyosa que conté el punt culminant del planeta, d’11.800 m d’altitud) i l’Aphrodite Terra (amb massissos que atenyen els 9.000 m d’altitud). Una altra regió muntanyosa important és Beta Regio (on hi ha el Theia Mons i el Rhea Mons, que sembla que són volcans en activitat). S’ha esbrinat que els principals mecanismes geològics de Venus són els mateixos que tenen la Terra i la resta de planetes tel·lúrics: la tectònica, el vulcanisme i l’impacte de grans meteorits. Venus ha tingut activitat volcànica en èpoques geològicament no gaire llunyanes, tal com mostra la presència de colades de lava recent com a mínim en tres regions diferents.
L’atmosfera de Venus
L’atmosfera de Venus, que li dona un aspecte groc clar quan se l’observa a través del telescopi, pot ésser dividida, essencialment, en tres parts: la mesosfera (en què la temperatura disminueix amb l’altura) és la zona compresa entre la superfície del planeta i els 90 km d’altitud; la termosfera (en què la temperatura augmenta amb l’altura) és compresa entre els 90 i els 135 km d’altitud, i l’exosfera (en què l’atmosfera va enrarint-se progressivament vers l’espai exterior) comprèn dels 135 als 250 km d’altitud. La part de l’exosfera que és al cantó nit del planeta és anomenada criosfera per les baixes temperatures (Venus140 °C) que s’hi registren. Els components principals de la mesosfera són el diòxid de carboni (Venus97%) i el nitrogen molecular (Venus3%), i hi ha traces d’altres elements, bé que en concentracions relatives molt petites (algunes parts per milió, ppm): diòxid de sofre (SO2, 200 ppm), argó (Ar, 70 ppm), neó (Ne, 100 ppm), vapor d’aigua (de 100 a 1000 ppm) i sofre elemental. En la part més baixa de l’atmosfera s’ha trobat vapor d’aigua i oxigen. A la mesosfera destaquen tres zones: una zona de bromes (entre els 30 i els 45 km d’altitud), una zona de núvols (entre els 45 i els 60 km) i una segona zona de bromes (entre els 70 i els 90 km). Ambdues zones de bromes són compostes de fines partícules (d’uns 0,4 μm de diàmetre) d’àcid sulfúric. En la zona de núvols es poden distingir tres capes estratificades dinàmicament estables (superior, mitjana i inferior), que es diferencien per la concentració i el volum de les partícules (aerosols) que hi ha en suspensió. En la capa superior d’aquests núvols hi ha gotetes (d’uns 2 μm de diàmetre) d’àcid sulfúric (H2 SO4) en dissolució aquosa, que precipiten i donen lloc a pluges d’àcid sulfúric, les quals, tanmateix, no arriben a atènyer la superfície per tal com l’elevada temperatura de les capes inferiors de l’atmosfera en causen l’evaporació. En efecte, la temperatura de l’atmosfera creix en la mesosfera fins a assolir els 730 °C a la superfície del planeta. Aquesta elevada temperatura és originada per l’efecte hivernacle experimentat per l’atmosfera venusiana: el CO2 (component majoritari) deixa entrar parcialment la radiació solar incident sobre la part superior de l’atmosfera, però alhora absorbeix la radiació infraroja que emet el planeta en el seu balanç energètic i, en conseqüència, es produeix un escalfament progressiu de l’atmosfera. Aquest escalfament, però, no creix contínuament, ja que és contrarestat per complexos mecanismes lligats al desgasament de les substàncies volàtils contingudes a les roques de la superfície, que, en augmentar l’opacitat del planeta a la radiació solar, causen l’estabilitat de la temperatura del planeta. Els components principals de la termosfera són: el diòxid de carboni (CO2), l’oxigen atòmic (O), el monòxid de carboni (CO) i el nitrogen molecular (N2). La pressió a la superfície és d’uns 90 bars (unes 90 vegades la pressió atmosfèrica terrestre); aquests valors de la pressió i la temperatura fan que les condicions en la superfície siguin extremes i limitin granment l’exploració realitzable mitjançant sondes planetàries (que, a més, han de vèncer el caràcter corrosiu de l’atmosfera). La circulació atmosfèrica és complexa. A part d’una circulació N-S, de poca velocitat (Venus25 km/h), cal destacar que l’atmosfera superior fa una rotació sencera al planeta, en el sentit E-W, cada 4 dies (a una velocitat, doncs, 60 vegades superior a la del mateix planeta), la qual cosa implica uns vents d’uns 350 km/h a una altura de 50 a 70 km.
La sonda Venus Express, llançada al novembre del 2005, ha estudiat l’atmosfera del planeta, en particular el seu fort efecte hivernacle, fet que pot ajudar a entendre millor aquest mateix efecte a la Terra. S’han observat llamps als núvols d’àcid sulfúric i s’ha detectat la presència d’una capa d’ozó a l’alta atmosfera. En el passat, l’atmosfera de Venus era molt més rica en aigua que en l’actualitat. Es creu que aquesta aigua ha estat progressivament arrencada de l’atmosfera de Venus pel vent solar, procés afavorit per l’absència de camp magnètic. L’atmosfera de Venus també conté una fina capa de la molècula hidroxil (OH), un compost que absorbeix la llum ultraviolada provinent del Sol i que és clau per a estabilitzar la composició de les atmosferes planetàries.
Exploració
Venus ha estat visitat per nombrosos enginys espacials. A més dels destinats específicament al seu estudi, alguns d’altres, com la sondes Galileo, Cassini-Huygen s o MESSENGER, han fet servir Venus com a assistència gravitatòria per a arribar a la seva destinació definitiva, aprofitant aquests sobrevols per a aportar dades sobre el planeta.
L’exploració robòtica de Venus (i de qualsevol altre planeta) comença l’any 1961 amb el programa soviètic Venera, que tingué el seu primer èxit amb la Venera 4, l’any 1967. La Venera 7 es convertí l’any 1970 en el primer enginy humà en aterrar i transmetre dades des de la superfície d’un altre planeta. El programa acabà amb la Venera 16 l’any 1983, si bé hi hagué dues missions més (Vega 1 i 2), que l’any 1985 combinaren l’exploració de Venus amb la del cometa Halley.
Per la seva banda, els Estats Units d’Amèrica feren arribar a Venus diverses sondes dins del programa Mariner, en concret la Mariner 2 (1962), la Mariner 5 (1967) i la Mariner 10 (1973) en el seu viatge cap a Mercuri. A aquestes naus, cal afegir-hi la Pioneer Venus Orbiter i la Pioneer Venus Multiprobe, llançades per la NASA el 1978.
L’Agència Espacial Europea (ESA) llançà la Venus Express, que orbità el planeta entre l’abril del 2006 i el desembre del 2014. Finalment, l’Agència Espacial Japonesa (JAXA) envià la nau Akatsuki el 2010 per estudiar l’atmosfera del planeta. Després de diversos problemes, la nau aconseguí entrar en òrbita al voltant de Venus al final del 2015.