A Lua (do latim Luna) é o único satélite natural da Terra, situando-se a uma distância de cerca de 384.405 km do nosso planeta.

Introdução
Visto da Terra, o satélite apresenta fases e exibe sempre a mesma face, fato que gerou inúmeras especulações a respeito do teórico lado escuro da Lua, que na verdade fica iluminado quando estamos no período chamado de Lua nova. Seu período de rotação é igual ao período de translação. A Lua não tem atmosfera e apresenta, embora muito escassa, água no estado sólido (em forma de cristais de gelo). Não tendo atmosfera, não há erosão e a superfície da Lua mantém-se intacta durante milhões de anos. É apenas afetada pelas colisões com meteoritos.

É a principal responsável pelos efeitos de maré que ocorrem na Terra, em seguida vem o Sol, com uma participação menor. Pode-se dizer do efeito de maré aqui na Terra como sendo a tendência de os oceanos acompanharem o movimento orbital da Lua, sendo que esse efeito causa um atrito com o fundo dos oceanos, atrasando o movimento de rotação da Terra cerca de 0,002 s por século, e, como consequência, a Lua se afasta de nosso planeta em média 3 cm por ano.
 

A Lua é, proporcionalmente, o maior satélite natural do nosso Sistema Solar. Sua massa é tão significativa em relação à massa da Terra que o eixo de rotação do sistema Terra-Lua encontra-se muito longe do eixo central de rotação da Terra. Alguns astrônomos usam este argumento para afirmar que vivemos em um dos componentes de um planeta duplo, mas a maioria discorda, uma vez que para que um sistema planetário seja duplo é necessário que seu eixo de rotação esteja fora dos dois corpos. De qualquer modo, a presença da Lua atua estabilizando o movimento de rotação da Terra.


Formação da Lua
A origem da Lua é incerta, mas as similaridades no teor dos elementos encontrados tanto na Lua quanto na Terra indicam que ambos os corpos podem ter tido uma origem comum. Nesse aspecto, alguns astrônomos e geólogos alegam que a Lua teria se desprendido de uma massa incandescente de rocha liqüefeita primordial, recém-formada, através da força centrífuga.

Outra hipótese, atualmente a mais aceita, é a de que um planeta desaparecido e denominado Theia, aproximadamente do tamanho de Marte, ainda no princípio da formação da Terra, teria se chocado com nosso planeta. Tamanha colisão teria desintegrado totalmente o planeta Theia e forçado a expulsão de pedaços de rocha líquida. Esses pequenos corpos foram condensados em um mesmo corpo, o qual teria sido aprisionado pelo campo gravitacional da Terra. Esta teoria recebeu o nome de Big Splash.

Há ainda um grupo de teóricos que acreditam que, seja qual for a forma como surgiram, haveria dois satélites naturais orbitando a Terra: o maior seria a Lua, e o menor teria voltado a se chocar com a Terra, formando as massas continentais.


Geologia lunar
Ver artigo principal: Geologia da lua
O conhecimento sobre a geologia da lua aumentou significantemente a partir da década de 1960 com as missões tripuladas e automatizadas. Apesar de todos os dados recolhidos ao longo de todos esses anos, ainda há perguntas sem respostas que unicamente serão contestadas com a instalação de futuras bases permanentes e um amplo estudo sobre a superfície da lua. Graças a sua distância da Terra, a Lua é o único corpo, junto com a Terra, que se conhecem detalhadamente sua geologia. As missões tripuladas Apollo contribuíram com a recoleção de 382 kg de rochas e mostras do solo, dos quais seguem sendo o objeto de estudo para a compreensão sobre a formação de corpos celestes.


Exploração lunar
No início da década de 60 o presidente John F. Kennedy colocou como meta para os Estados Unidos da América o envio de um Homem à Lua nos antes do fim da década. Este desafio foi concretizado no projeto Apollo. Em 20 de Julho de 1969 Neil Armstrong tornou-se o primeiro Homem a caminhar na Lua. Existem grupos que duvidam deste evento, alegando ser a aterrisagem na Lua transmitida pela televisão em um cenário montado, e todo o evento teria sido usado como propaganda do regime norte-americano durante a Guerra Fria.


Solo
As explorações e os estudos do solo da Lua fizeram com que certos cientistas desconfiassem que a queda de alguns meteoros em sua superfície causaram um fator que deixou seu solo esburacado. Como ela não possui atmosfera para impedir esses meteoros, eles causam um certo impacto em seu corpo.


A trajectória lunar

Essa é uma escala da distância da Lua para a TerraÉ tentador aceitar que a trajetória da Lua roda em volta da Terra de tal modo que por vezes anda para trás. Mesmo quando vemos uma representação da sua trajectória como a que se mostra na animação seguinte, a nossa percepção cria-nos uma ilusão: A Lua parece andar para trás. E, na verdade, (mesmo nesta animação, em que a sua trajectória é representada como uma curva sinusoidal) ela avança sempre.

A principal razão para essa ideia errada é o facto de nas representações do sistema solar, em que as trajectórias dos planetas são desenhadas do ponto de vista do observador posicionado no Sol ao passo que também é comum representar a trajectória da Lua do ponto de vista de um observador na Terra, o que é o observado, mas acontece que esse movimento diário é aparente devido à rotação da Terra em torno do seu eixo e não da Lua propriamente dito o que ajudaria ainda mais a fortalecer outra ideia errada que é a suposta existência do lado escuro da lua.

De facto, como a força gravitacional do Sol sobre a Lua é 2,2 vezes mais forte do que a exercida pela Terra, a Lua descreve uma elipse de afastamento constante da Terra ao mesmo tempo que, devido a força gravitacional, ambos percorrem uma trajetória de translação deformada em espiral a volta do Sol. E a sua trajectória é sempre convexa: curva-se sempre na direcção do Sol. Não é esse o caso da maioria dos satélites artificiais, que fazem uma rotação em volta da Terra em menos de 2 horas. Mas a rotação da Lua em volta da Terra é umas 4 centenas de vezes mais lenta.


Esquema mostrando a inclinação de cinco graus da órbita lunar em relação ao plano da órbita terrestre ao redor do Sol.A figura abaixo descreve melhor o que realmente acontece. É mais esclarecedor visualizar o movimento da Lua como se ela fosse uma mota que acompanha um automóvel (a Terra), ambos em movimento numa mesma estrada. A mota, uma vez por mês acelera e ultrapassa o automóvel pela direita e depois deixa-se ficar para trás pela esquerda. De facto, a Lua, quando fica para trás (quarto crescente) é acelerada pela atracção gravítica da Terra e quando se adianta (quarto minguante) é travada pela força de gravidade da Terra.


A trajectória real da LuaTanto a Terra como a Lua estão em queda-livre em volta do centro de massa do sistema Terra-Lua (localizado dentro da Terra) que, por sua vez, está em queda-livre em torno do centro de massa do sistema Sol-Terra-Lua (localizado dentro do Sol). Por isso, podia ser mais esclarecedor e menos geocêntrico dizer que a Terra e a Lua rodam ligeiramente em torno do seu centro de massa comum, à medida que seguem a uma órbita comum em torno do Sol. Alguns astrónomos defendem aliás que o sistema Terra-Lua é um planeta duplo, já que a influência gravitacional do Sol é comparável com sua interação mútua.


Usando a Lua para visualizar a trajectória da Terra
Quando a Lua está em quarto minguante, a Lua está à frente da Terra. Como a distância da Terra à Lua é de cerca de 384404 km e a velocidade orbital da Terra é de cerca de 107 mil km/h, a Lua encontra-se num ponto onde a Terra vai estar daí a cerca de 3 horas e meia. Do mesmo modo, quando vemos a Lua em quarto crescente, ela encontra-se aproximadamente no ponto do espaço «onde nós estávamos» 3 horas e meia antes!


Essa é a imagem da outra face da lua, a que nós não conseguimos ver.
O brilho lunar
O brilho da Lua, também conhecido como luar, não diminui para metade quando ela está em quarto. O seu brilho é apenas 1/10 do que ela tem quando está cheia! Isso deve-se ao relevo da Lua: quando ela está em quarto as partes mais elevadas projectam sombras nas partes menos elevadas e reduzem a quantidade de luz solar reflectida na direcção da Terra.


Por que a Lua nos mostra sempre a mesma face?

Fases da lua e sua vibraçãoAs partes mais próximas de um objecto em órbita em volta de um planeta sofrem uma atracção gravitacional maior deste (porque estão a uma menor distância dele) do que as mais distantes, ou seja, há um gradiente de gravidade. Isso faz com que se gere um binário que leva o objecto a acabar por ficar orientado no espaço de modo a que seja a sua parte com uma maior massa a ficar voltada para o planeta. É esse efeito que explica porque é que a Lua assume uma taxa de rotação estável que mantém sempre a mesma face voltada para a Terra. O seu centro de massa está distanciado do seu centro geométrico de cerca de 2 km na direcção da Terra.

Curiosamente, não se sabe porquê, do lado voltado para a Terra a sua crosta é mais fina quanto à amplitude de relevo e é onde estão concentrados os mares - as zonas mais planas.


As marés atrasam a rotação da Terra
As marés altas não ocorrem exactamente no alinhamento entre os centros da Terra e da Lua. Os altos correspondentes às marés altas são levados um pouco mais para a frente pela rotação da Terra.

Como resultado disso, a força de atracção entre Terra e Lua não é exercida exactamente na direcção da linha entre os seus centros e isso gera um binário sobre a Terra que contraria a sua rotação (e atrasa a rotação da Terra por cerca de 0,002 segundos por século) e uma força de atracção sobre a Lua, puxando-a para a frente na sua órbita e elevando-a para uma órbita (afastando-se da Terra cerca de 3,8 cm por ano). Ou seja, há uma transferência líquida de energia da Terra para a Lua.

Eventualmente este efeito fará com que o alto da maré acabe por ficar exactamente alinhado com a linha Terra-Lua e a partir daí o efeito de travagem causado pelo binário acabará. Mas nessa altura a Terra fará uma rotação exactamente no mesmo tempo em que a Lua faz uma rotação em volta da Terra: a Terra mostrará sempre a mesma face à Lua! Como as marés originadas pela Terra na Lua são muito mais fortes, a rotação da Lua já foi travada de modo a ela nos mostrar sempre a mesma face, desaparecendo um binário que já terá existido. A mesma coisa aconteceu já à maioria dos satélites do nosso sistema solar.


Eclipses
Para maiores informações procure.

Eclipse lunar
Eclipse solar

Eclipse Solar de 1999.


Luz refletida
A luz solar refletida na Lua, demora quase 1,3 segundos para chegar a Terra.

Vênus

Vénus(português europeu) ou Vênus(português brasileiro) é o segundo planeta do Sistema Solar em ordem de distância a partir do Sol. Recebe seu nome em honra da deusa romana do amor Vénus. Trata-se de um planeta do tipo terrestre ou telúrico, chamado com frequência de planeta irmão da Terra, já que ambos são similares quanto ao tamanho, massa e composição. A órbita de Vénus é uma elipse praticamente circular, com uma excentricidade de menos de 1%.

Vénus se encontra mais próximo do Sol do que a Terra, podendo ser encontrado aproximadamente na mesma direção do Sol (sua maior inclinação é de 47,8°). Da Terra pode ser visto somente algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso. Apesar disso, quando Vénus está mais brilhante pode ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua). Vénus é normalmente conhecido como a estrela da manhã (estrela d'alva) ou estrela da tarde (vésper) ou ainda Estrela do Pastor. Quando visível no céu noturno, é o objeto mais brilhante do firmamento, além da Lua, devido ao seu grande brilho, cuja magnitude pode chegar a -4,4 (costuma-se ser da magnitude de -3,8)

Por este motivo, Vénus era conhecido como o planeta desde os tempos pré-históricos. Seus movimentos no céu eram conhecidos pela maioria das antigas civilizações, adquirindo importância em quase todas as interpretações astrológicas do movimento planetário. Em particular, a civilização maia elaborou um calendário religioso baseado nos ciclos de Vénus (ver Calendário maia). O símbolo do planeta Vénus é uma representação estilizada do símbolo da deusa Vénus: um círculo com uma pequena cruz abaixo, utilizado também para representar o sexo feminino.

O adjetivo Venusiano é mais comumente usado para Vénus, embora seja etimologicamente incorreto. O verdadeiro adjetivo do latim, venéreo, não é usado porque a aceitação moderna da palavra se associa com as enfermidades venéreas, particularmente as de transmissão sexual.


Características orbitais de Venus

Órbita
Os outros planetas exibem órbitas elípticas, ao contrário de Vénus, que tem uma órbita parecida com um círculo, com uma excentricidade inferior a 1%.

Como Vénus está mais próximo do Sol do que a Terra, sempre aparece próximo deste, sendo que a máxima distância angular entre ambos os corpos é de 47,8°. Deste modo na Terra pode ser visto poucas horas antes do amanhecer (quando recebe o nome de estrela da manhã ou Estrela d'Alva) ou pouco depois do anoitecer (quando recebe o nome de Estrela Vésper). Nos períodos em que Vénus está mais brilhante pode sem dúvida ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua).

O ciclo entre duas inclinações máximas dura 584 dias. Depois de 584 dias Vénus aparece numa posição a 72° da inclinação anterior. Depois de 5 períodos de 72° em uma circunferência, Vénus regressa ao mesmo ponto do céu a cada 8 anos (menos dois dias correspondentes aos anos bissextos). Este período era conhecido como o ciclo Sothis no Antigo Egito.

Na conjunção inferior, Vénus pode se aproximar da Terra mais do que nenhum outro planeta. No dia 16 de Dezembro de 1850, Vénus alcançou uma distância mais próxima da Terra desde 1800 com um valor de 39.514.827 quilômetros (0,26413854 UA). Esta será a aproximação mais próxima da Terra até o ano 2101, quando Vénus alcançará uma distância de 39.541.578 quilômetros (0,26431736 UA).


Rotação de Venus
Observado de um ponto hipotético localizado acima do pólo Norte do Sol, Vénus gira sobre si mesmo lentamente num movimento de Leste a Oeste (sentido horário) ao invés de Oeste a Leste (movimento anti-horário) como os demais planetas (exceto Urano). Não se sabe o porquê desta peculiar rotação de Vénus. Se se pudesse ver o Sol na superfície de Vénus, este nasceria no Oeste e poria no Leste com uma duração dia-noite de 116,75 dias terrestres, correspondendo um ano terrestre a 1,92 dias venusianos. Apesar da rotação horária, os períodos de rotação e orbital de Vénus estão sincronizados de tal maneira que sempre apresenta a mesma face do planeta à Terra quando ambos os corpos estão a menor distância. Isto poderia ser uma simples coincidência, porém existem especulações sobre uma possível origem desta sincronização como resultado da ação das marés, afetando a rotação de Vénus quando ambos os corpos estão suficientemente próximos.

Características físicas

[editar] Atmosfera
Vénus possui uma densa atmosfera, composta em sua maior parte por dióxido de carbono e uma pequena quantidade de nitrogênio. A pressão atmosférica ao nível do solo é de 90 vezes superior a pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilômetro abaixo do nível do mar na Terra). A enorme quantidade de CO2 da atmosfera provoca um forte efeito estufa que eleva a temperatura da superfície do planeta até 460 °C nas regiões menos elevadas ao redor do Equador. Isto faz Vénus ser mais quente do que Mercúrio, apesar de estar a mais do que o dobro da distância do Sol que este e receber somente 25% de sua radiação solar (2.613,9 W/m² na atmosfera superior e 1.071,1 W/m² na superfície). Devido à inércia térmica de sua pesada atmosfera e ao transporte de calor pelos fortes ventos de sua atmosfera, a temperatura não varia de forma significativa entre o dia e a noite. Apesar da lenta rotação de Vénus (menos de uma rotação por ano venusiano, equivalente a uma velocidade de rotação no Equador de 6,5km/h), os ventos da atmosfera superior circundam o planeta em somente 4 dias, distribuindo eficazmente o calor. Além do movimento zonal da atmosfera de Oeste a Leste, há um movimento vertical em forma de célula de Hadley, que transporta o calor do Equador até as regiões polares, incluindo as latitudes médias do lado não iluminado do planeta.

A radiação solar quase não alcança a superfície do planeta. As densas camadas de nuvens refletem a maior parte da luz do Sol ao espaço, e a maior parte da luz que atravessa as nuvens é absorvida pela atmosfera. Isto impede a maior parte da luz do Sol de aquecer a superfície. O albedo bolométrico de Vénus é de aproximadamente 60%, e seu albedo visual é ainda maior, o qual conclui que, apesar de encontrar-se mais próximo do Sol do que a Terra, a superfície de Vénus não se aquece nem se ilumina como era de esperar pela radiação solar que recebe. Na ausência do efeito estufa, a temperatura na superfície de Vénus poderia ser similar à da Terra. O enorme efeito estufa, associado à imensa quantidade de CO2 na atmosfera retém o calor, provocando as elevadas temperaturas deste planeta.

Os fortes ventos na parte superior das nuvens podem alcançar 350 km/h, embora a nível do solo, os ventos são muito mais lentos. Apesar disto, devido a altíssima pressão da atmosfera na superfície de Vénus, estes fracos ventos exercem uma força considerável contra os obstáculos. As nuvens são compostas principalmente por gotículas de dióxido de enxofre e ácido sulfúrico, e cobrem o planeta por inteiro, ocultando a maior parte dos detalhes da superfície à observação externa. A temperatura da parte superior das nuvens (a 70 km acima da superfície) é de -45 °C. A temperatura média da superfície de Vénus, é de 464 °C. A temperatura da superfície nunca é menor do que 400 °C.


Características da superfície

Imagem obtida por radar da superfície de Vénus, centrada à longitude 180° LesteVénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Se desconhece porque Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteróide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afetam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conhece com clareza o mecanismo.

Vénus tem duas mesetas principais em forma de continentes, elevando-se sobre uma vasta planície. A meseta do Norte é chamada de Ishtar Terra, e contém a maior montanha de Venus (Aproximadamente dois quilômetros mais alta que o Monte Everest), chamada de Maxwell Montes em honra de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tem o tamanho aproximado da Austrália. No hemisfério Sul se encontra Aphrodite Terra, maior que o anterior e com o tamanho equivalente ao da América do Sul. Entre estas mesetas existem algumas depressões do terreno, que incluem Atalanta Planitia, Guinevere Planitia e Lavinia Planitia. Com a única exceção do Maxwell Montes, todas as características distinguíveis do terreno (acidentes geográficos) adotam nomes de mulheres mitológicas.

A densa atmosfera de Vénus faz com que os meteoritos se desintegrem rapidamente na sua descida à superfície, embora os maiores possam chegar à superfície, originando uma cratera quando têm energia cinética suficiente. Por causa disto, não podem formar crateras de impacto com menos de 3,2 quilômetros de diâmetro.

Aproximadamente 90% da superfície de Vénus parece consistir em basalto recentemente solidificado (em termos geológicos) com muito poucas crateras de meteoritos. As formações mais antigas presentes em Vénus não parecem ter mais de 800 milhões de anos, sendo a maior parte do solo consideravelmente mais jovem (não mais do que algumas centenas de milhões de anos em sua maior parte), o qual sugere que Vénus sofreu um cataclisma que afetou a sua superfície, e não faz muito tempo no passado geológico.

O interior do planeta Vénus é provavelmente similar ao da Terra: um núcleo de ferro de 3.000 km de raio, com um manto rochoso que forma a maior parte do planeta. Segundo dados dos medições gravitacionais da sonda Magellan, a crosta de Vénus é mais dura e grossa do que se havia pensado. É sabido que Vénus não tem placas tectônicas móveis como a Terra, porém em seu lugar se produzem massivas erupções vulcânicas que inundam a sua superfície com lava fresca. Outras descobertas recentes sugerem que Vénus está vulcanicamente ativo.

O campo magnético de Vénus é muito fraco comparado com o de outros planetas do Sistema Solar. Isto se pode dever a sua lenta rotação, insuficiente para formar o sistema de «dínamo interno» de ferro líquido. Como resultado disto, o vento solar atinge a atmosfera de Vénus sem ser filtrado. Se supõe que Vénus teve originalmente tanta água como a Terra, pois que ao estar submetida a ação do Sol sem nenhum filtro protetor, o vapor d'água na alta atmosfera se dissocia em hidrogênio e oxigênio, escapando o hidrogênio ao espaço por causa da sua baixa massa molecular. A porcentagem de deutério (um isótopo pesado do hidrogênio que não escapa tão facilmente) na atmosfera de Vénus parece apoiar esta teoria. Se supõe que o oxigênio molecular se combinou com os átomos da crosta (embora grandes quantidades de oxigênio permanecem na atmosfera em forma de dióxido de carbono). Por causa desta seca, as rochas de Vénus são muito mais pesadas que as da Terra, o qual favorece a formação de montanhas maiores, vales profundos e outras formações.

Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egito (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas tênues que pareciam estar no lugar correto em momento correto), e hoje se sabe que Vénus não tem nenhum satélite.


Observação e exploração de Vénus

Observações históricas de Venus

Trânsito de Vénus de 8 de Junho de 2004Vénus é o astro mais característico no céu da manhã e da tarde da Terra (depois do Sol e da Lua), e é conhecido pelo Homem desde a pré-história. Um dos documentos mais antigos que sobreviveram da biblioteca babilônica de Assurbanípal, datado de 1600 a.C., é um registro de 21 anos do aspecto de Vénus (que os primeiros babilônios chamaram de Nindaranna). Os antigos sumérios e babilônios chamaram Vénus «Dil-bat» ou «Dil-i-pat»; na cidade mesopotâmica de Akkad era a estrela da deusa-mãe Ishtar, e em chinês seu nome é «Jīn-xīng» (金星), o planeta do elemento metal.

Vénus é considerado como o mais importante dos corpos celestes observados pelos maias, que o chamaram «Chak ek» (a grande estrela). Possivelmente se deu mais importância junto com o Sol. Os maias estudaram atentamente os movimentos de Vénus. Pensaram que as posições de Vénus e outros planetas tinham influência sobre a vida na Terra, porque os maias e outras culturas pré-colombianas programaram suas guerras e outros eventos importantes baseando-se em suas observações. No códice de Dresden, os maias incluíram um almanaque em que mostravam o ciclo completo de Vénus, em cinco grupos de 584 dias cada um (aproximadamente oito anos), depois dos quais se repetia o mesmo esquema (Vénus dá treze voltas ao redor do Sol praticamente no mesmo tempo que a Terra tarda em dar oito).

Os antigos gregos pensavam que as aparições matutinas e vespertinas de Vénus eram dois corpos diferentes, e os chamaram de «Héspero» quando aparecia no céu do oeste ao entardecer e «Fósforo» quando aparecia no céu do leste ao amanhecer. Foi Pitágoras quem primeiro falou que ambos os objetos eram o mesmo planeta. No século IV a.C., Heráclides Pôntico propôs que tanto Vénus como Mercúrio orbitavam o Sol ao invés de orbitar a Terra. O nome Vénus significa deusa romana do amor e da beleza.


Fases de Vénus observadas na Terra.Ao encontrar a órbita de Vénus entre a Terra e o Sol, da Terra podemos distinguir suas diferentes fases de uma forma parecida àquelas que podemos ver da Lua. Galileo Galilei foi a primeira pessoa a observar as fases de Vénus em Dezembro de 1610, uma observação que sustentava a então discutida teoria heliocêntrica do Sistema Solar de Copérnico. Também anotou as mudanças de tamanho do diâmetro visível de Vénus em suas diferentes fases, sugerindo que este se encontrava mais longe da Terra quando ele estava cheio e mais próximo quando se encontrava na fase crescente. Estas observações proporcionaram uma sólida base ao modelo heliocêntrico.


Vénus é mais brilhante quando 25% de seu disco está iluminado por estar muito mais perto da TerraVénus está mais brilhante quando 25% de seu disco (aproximadamente) se encontra iluminado, o que ocorre 37 dias antes da conjunção inferior (no céu vespertino) e 37 dias depois da conjunção (no céu matutino). Sua maior inclinação e altura sobre o horizonte se produz aproximadamente 70 dias antes e depois da conjunção inferior, momento em que mostra a fase média; entre estes intervalos, Vénus é visível durante as primeiras e últimas horas do dia se o observador saber de onde localizá-lo. O período de movimento retrógrado é de vinte dias em cada lado da conjunção inferior.


Vénus em plena luz do dia às 5 da manhã de Dezembro de 2005Em raras ocasiões, Vénus pode ser visto no céu da manhã e da tarde no mesmo dia. Isto sucede quando Vénus se encontra em sua máxima separação a respeito da eclíptica e ao mesmo tempo, esse encontra na conjunção inferior; daí então de um dos nossos hemisférios se pode ver em ambos os momentos. Esta oportunidade apresentou recentemente para os observadores do hemisfério Norte durante alguns dias a partir de 29 de março de 2001, e o mesmo sucedeu no hemisfério Sul em 19 de agosto de 1999. Estes eventos se repetem a cada oito anos de acordo com o ciclo sinódico do planeta.

Os trânsitos de Vénus acontecem quando o planeta cruza diretamente o caminho entre a Terra e o Sol e são eventos astronômicos relativamente raros. A primeira vez que observou este trânsito astronômico foi em 1639 por Jeremiah Horrocks e William Crabtree. O trânsito de 1761, observado por Mikhail Lomonosov, proporcionou a primeira evidência de que Vénus tinha uma atmosfera, e as observações telescópicas do século XIX durante seus trânsitos permitiram obter pela primeira vez um cálculo preciso da distância entre a Terra e o Sol. Os trânsitos só podem ocorrer em Junho ou Dezembro, sendo estes os momentos em que Vénus cruza a eclíptica (o plano em que a Terra órbita ao redor do Sol), e sucedem em pares a intervalos de oito anos, separados os pares de trânsitos por mais de um século. O par de trânsitos anterior sucedeu em 1874 e 1882, e o presente par de trânsitos são os de 2004 e 2012.

No século XIX, muitos observadores atribuíram a Vénus um período de rotação aproximado de 24 horas. O astrônomo italiano Giovanni Schiaparelli foi o primeiro a prever um período de rotação significativamente menor, propondo que a rotação de Vénus estava bloqueada pelo Sol (o mesmo que propôs para Mercúrio). Embora realmente não seja verdade para nenhum dos dois corpos, era uma estimação bastante aproximada. A quase ressonância entre sua rotação e a maior aproximação da Terra ajudou a criar esta impressão, já que Vénus sempre aparece na mesma face quando se encontra na melhor posição para ser observado. O período de rotação de Vénus foi observado pela primeira vez durante a conjunção de 1961 através de uma antena de radar de 26 metros em Goldstone, Califórnia, a partir do observatório de radioastronomia Jodrell Bank no Reino Unido e nas instalações de espaço profundo da União Soviética de Yevpatoria. A precisão foi refinada nas seguintes conjunções, principalmente às de Goldstone e Yevpatoria. O sentido de rotação retrógrado deste planeta não foi confirmado até 1964.

Antes das observações de rádio dos anos sessenta, muitos acreditam que Vénus tinha um ambiente como o da Terra. Isto era devido ao tamanho do planeta e do seu raio orbital, que sugeriam claramente uma situação parecida com a da Terra, assim como a grossa camada de nuvens que impediam ver a superfície. Entre as especulações sobre Vénus estavam as de que este tinha um ambiente selvagem, e que possuía oceanos de petróleo e de água carbonatada. Sem dúvida, as observações através de microondas em 1956 por C. Mayer et al, indicavam uma alta temperatura da superfície de 600 K. Estranhamente, as observações feitas por A.D. Kuzmin na banda milimétrica indicavam temperaturas muito mais baixas. Duas teorias contrárias explicavam o incomum espectro de rádio: uma delas sugeria que as altas temperaturas se originavam na ionosfera e a outra sugeria uma superfície quente.


Exploração espacial de Vénus
A órbita de Vénus é 28 por cento mais próxima do Sol do que a Terra. Por este motivo, as naves espaciais que viajam até Vénus devem percorrer mais de 41 milhões de quilómetros adentrando-se no campo gravitacional do Sol, perdendo no processo parte de sua energia potencial. A energia potencial se transforma então em energia cinética, o que se traduz em um aumento da velocidade da nave. Por outro lado, a atmosfera de Vénus não impede as manobras de freio atmosférico do mesmo tipo que as outras naves efetuaram sobre Marte, já que para isto é necessário contar com uma informação extremamente precisa da densidade atmosférica nas camadas superiores e, sendo Vénus um planeta de atmosfera densa, suas camadas exteriores são muito mais variadas e complexas do que Marte.

A primeira sonda a visitar Vénus foi a sonda espacial soviética Venera 1, no dia 12 de Fevereiro de 1961, sendo a primeira sonda lançada para outro planeta. A nave foi avariada em sua trajetória, e a primeira sonda a chegar a Vénus com sucesso foi a americana Mariner 2, em 1962. Em 1 de Março de 1966, a sonda soviética Venera 3 estatelou sobre a superfície de Vénus, convertendo-se na primeira nave espacial em alcançar a superfície de outro planeta. Em continuação, diversas sondas soviéticas foram se aproximando cada vez mais com o objetivo de pousar sobre a superficie venusiana. A Venera 4 entrou na atmosfera de Vénus do dia 18 de Outubro de 1967 e foi a primeira sonda a transmitir dados medidos diretamente de outro planeta. A cápsula mediu temperaturas, pressões, densidades, e realizou onze experimentos químicos para analisar a atmosfera. Seus dados mostravam 95% de dióxido de carbono, e em combinação com os dados da sonda Mariner 5, mostrou que a pressão da superfície era muito maior do que o previsto (entre 75 e 100 atmosferas). O primeiro pouso com êxito na superfície de Vénus foi realizado pela sonda Venera-7, no dia 15 de Dezembro de 1970. Esta sonda revelou que as temperaturas da superfície do planeta estão entre 457 e 474 °C . A Venera-8 aterrissou em 22 de Julho de 1972. Apesar de todos os dados sobre pressões e temperaturas, seu fotômetro mostrou que as nuvens de Vénus formavam uma camada compacta que terminava a 35 quilômetros acima da superfície.


A multi-sonda Pioneer com o seu orbitador principal e as três sondas atmosféricas.A sonda soviética Venera 9 entrou na órbita de Vénus em 22 de Outubro de 1975, convertendo-se no primeiro satélite artificial de Vénus. Um pacote de câmaras e espectrômetros retornaram informações sobre as camadas de nuvens, a ionosfera e a magnetosfera, assim como medições da superfície realizadas por radar. A cápsula de descida de 660 kg da Venera 9 se separou da nave principal e aterrissou suavemente, obtendo as primeiras imagens da superfície e analisando a superfície com um espectrômetro de raios gama e um densímetro. Durante a descida realizou medições de pressão, temperatura e fotométricas, assim como a densidade das nuvens. Descobriu-se que as nuvens de Vénus formavam três camadas distintas. Em 25 de Outubro, a Venera 10 realizou uma série similar de experimentos.

Em 1978, a NASA enviou a sonda espacial Pioneer a Vénus. A missão Pioneer Venus consistia em dois componentes lançados em separado: um orbitador e uma multisonda. A multisonda Pioneer Venus consistia em uma sonda atmosférica maior e outras três menores. A sonda maior foi lançada em 16 de Novembro de 1978, e as outras três menores foram lançadas no dia 20 de novembro. As quatro sondas entraram na atmosfera de Vénus em 9 de Dezembro, seguidas pelo veículo que as portavam. Embora não se esperava que nenhuma das sondas sobrevivesse à descida, uma das sondas continuou operando por 45 minutos depois de alcançar a superfície. O veículo orbital da Pioneer Venus foi inserido em uma órbita elíptica ao redor de Vénus em 4 de Dezembro de 1978. Transportava 17 experimentos e funcionou até esgotar o seu combustível de manobra, quando ele perdeu sua orientação. Em Agosto de 1992 entrou na atmosfera de Vénus e foi destruído.

A exploração espacial de Vénus permaneceu muito ativa durante os finais dos anos 70 e os primeiros anos da década de 80. Começou a conhecer em detalhes a geologia da superfície de Vénus, e descobriram vulcões ocultos incomumente massivos denominados «coronae» e «arachnoids». Vénus não apresenta evidências de placas tectônicas, a menos de que todo o hemisfério norte do planeta forme parte de uma só placa. As duas camadas superiores de nuvens resultaram estar compostas de gotículas de ácido sulfúrico, embora a camada inferior seja composta provavelmente por uma solução de ácido fosfórico. As missões Vega enviaram balões que flutuaram a 53 quilômetros de altitude durante 46 e 60 horas respectivamente, viajando ao redor de um terço do perímetro do planeta. Estes balões mediram velocidades do vento, temperaturas, pressões e densidade das nuvens. Descobriu um maior nível de turbulência e de convecção que o esperado, inclusive ocasionais oscilações com quedas de altitude das sondas de um a três quilômetros.


Imagem da superfície de Vénus obtida por radar a 28 de Janeiro de 1998 pela sonda Magellan.Em 10 de Agosto de 1990, a sonda norte-americana Magellan chegou a Vénus, realizando medidas por radar da superfície do planeta e obtendo mapas de uma resolução de 100 metros em 98% do planeta. Depois de uma missão de quatro anos, a sonda Magellan, tal como estava planejado, entrou na atmosfera de Vénus a 11 de Outubro de 1994 e vaporizou-se parcialmente, embora se supõe que algumas partes da mesma alcançaram a superfície do planeta. Desde então, várias sondas espaciais em rota para outros destinos usaram o método de sobrevôo orbital de Vénus para incrementar a sua velocidade mediante o impulso gravitacional. Isto inclui as missões Galileo a Júpiter e a Cassini-Huygens a Saturno (com dois sobrevôos).

A Agência Espacial Européia tem uma missão a Vénus chamada Vénus Express que está estudando a atmosfera e as características da superfície de Vénus em órbita. A missão foi lançada no dia 09 de novembro de 2005 pelo foguete Soyuz e chegou a Vénus no dia 11 de abril de 2006, depois de aproximadamente 150 dias de viagem. A Agência Espacial Japonesa (JAXA) planeja também uma missão a Vénus entre 2008 e 2009.


Referências culturais
O planeta Vénus inspirou numerosas referências religiosas e astrológicas nas civilizações antigas. A inspiração mitológica de Vénus se estende também a obras de ficção como:

O Silmarillion, de J.R.R. Tolkien, base mitológica de O Senhor dos Anéis, Eärendil aparece em sua frente um dos três Silmarils, e viaja com sua barca pelo céu por mandado de Manwë para ser a luz da esperança para os homens, dando deste modo uma explicação mitológica a Vénus.
Em tempos mais modernos, a ausência de detalhes observáveis da sua superfície era interpretada desde finais do século XIX como evidência de grandes nuvens que ocultavam un mundo rico em água em que se especulava a presença de vida extraterrestre sendo um mundo utilizado frequentemente nas histórias de ficção científica dos anos 20 a 50. Algumas obras mais recentes que tratam de maneira mais realista o planeta são:

O autor de ficção científica Paul Preuss escreveu em sua série Venus Prime sobre a hipótese de Vénus ser habitável há bilhões de anos, que deixou de sê-lo por causa do vapor d'água introduzido em sua atmosfera pelo bombardeio de um cometa, que produziu uma reação em cadeia de efeito estufa. Esta hipótese pode se encontrar no sexto livro da série, traduzido em português como Os Seres Luminosos.
Em 3001, Arthur C. Clarke se situa a um grupo pioneiro de cientistas na superfície de Vénus enviados da Terra, porém, cometas procedentes do cinturão de Kuiper são arrastados a uma órbita de colisão com o planeta para aumentar sua quantidade de água e reduzir a temperatura.

Bibliografia

Referências
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Mallama, A. 1996, Schroeter's Effect and the twilight model for Venus. Journal of the British Astronomical Association, 106:1
Mitchell, Don P. The Soviet Exploration of Venus (A Exploração Soviética de Vénus), 2004. Disponível em <https://www.mentallandscape.com/V_Venus.htm>.
Vienna University of Technology. Venus Three-Dimensional Views (Vista Tridimensional de Vénus). A Trip Into Space, 2004. <https://www.vias.org/spacetrip/venus_dimensionalviews.html>.

Leituras adicionais de Venus
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Bougher, S. et al. Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0816518300
Burgess, E. Venus, An Errant Twin. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 023105856X
Cattermole, P. Venus, The Geological Story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0801847877
Fimmel, R. et al. Pioneer Venus. NASA SP-461, Washington, D.C., 1983. ASIN B0006ECHAQ
Ford, J. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993 (en línea). ASIN B00010J5UA
Grinspoon, D. Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0201328399
Hunten, D. et al. Venus. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0816507880
Magellan at Venus. Reimpressão de Journal of Geophysical Research, Vol. 97, no. E8 e E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992.
Marov & Grinspoon. The Planet Venus. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0300049757
Pioneer Venus Special Issue. Journal of Geophysical Research, Vol. 85, Dezembro de 1980.
Roth, L. y Wall S. The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY