Venus (planeta)

De Viquipèdia
(S'ha redirigit des de: Planeta Venus)
Dreceres ràpides: navegació, cerca
Venus  Símbol astronòmic de Venus
Venus
Venus a color real
Designacions
Adjectiu Venusià
Època J2000
Afeli 108.942.109 km
0,728 231 28 UA
Periheli 107.476.259 km
0,718 432 70 UA
Semieix major 108.208.930 km
0,723 332 AU
Excentricitat 0,006 8
Període orbital 224,700 69 dies
0,615 197 0 anys
Període sinòdic 583,92 dies[1]
Velocitat orbital mitjana 35,02 km/s
Inclinació 3,394 71 ° a Eclíptic
3,86 ° a Equador del Sol
2,19 ° a Pla invariable[2]
Longitud del node ascendent 76,670 69 °
Argument del periàpside 54,852 29 °
Satèl·lits Cap
Característiques físiques
Radi mitjà 6 051,8 ± 1.0 km[3]
0.949 9 terres
Aplatiment < 0,000 2[3]
Àrea de superfície 4,60×108 km²
0.902 terres
Volum 9,38×1011 km³
0.857 terres
Massa 4,868 5×1024 kg
0.815 terres
Densitat mitjana 5,204 g/cm³
Gravetat a la
superfície equatorial
8,87 m/s2
0.904 g
Velocitat d'escapament 10,46 km/s
Període de rotació sideral 243,018 5 dies
Velocitat de rotació equatorial 6.52 km/h (1.81 m/s)
Obliqüitat 177,3 °[1]
Ascensió recta del pol nord 18 h 11 min 2 s
272.76 °[4]
Declinació del pol nord 67,16 °
Albedo 0,65[1]
Temp. de superfície
   Kelvin
   Celsius
miním mitjana màxim
735 K[6][7]
461,85 °C
Magnitud aparent des de -4,6[1] (creixent)
-3.8[5] ple
Diàmetre angular 9,7" — 66,0"[1]
Atmosfera
Pressió superficial 9,3 MPa
Composició ~96.5% Diòxid de carboni
~3.5% Nitrogen
0.015% Diòxid de sofre
0.007% Argó
0.002% Vapor d'aigua
0.001 7% Monòxid de carboni
0.001 2% Heli
0.000 7% Neó
traces Carbonil sulfit
traces d'àcid clorhídric
traces d'àcid fluorhídric

Venus és el segon planeta en proximitat al Sol, orbitant-lo cada 224,7 dies terrestres. El planeta s'anomena així en honor a Venus, la deessa romana de l'amor. Sense comptar la Lluna, és l'objecte natural més brillant al cel nocturn, arribant una magnitud aparent de −4.6. Com que Venus és més interior que la Terra, sempre apareix a prop del Sol: la seva elongació arriba a un màxim de 47,8 °. La brillantor màxima de Venus és poc abans de l'alba o poc després de la posta, raó per la qual de vegades se l'anomena L'estrella del matí o L'estrella de la tarda.

Es classifica com a planeta terrestre, i de vegades se l'anomena el "planeta germà" de la Terra, perquè són similars en mida, gravetat, i composició general. Venus està cobert per una capa opaca de núvols altament reflectors d'àcid sulfúric, cosa que impedeix l'observació de la superfície amb llum visible. Venus té l'atmosfera més densa de tots els planetes terrestres, que consisteix principalment de diòxid de carboni, perquè no té ni cicle del carboni ni vida orgànica per absorbir-lo en forma de biomassa. Es creu que Venus, en temps antics, tenia oceans semblants als de la Terra,[8] però aquests es van evaporar completament quan la temperatura va augmentar, deixant una capa desèrtica amb roques en forma de lloses. Probablement l'aigua s'ha dissociat, i, com que Venus no té camp magnètic, el vent solar s'ha endut l'hidrogen cap a l'espai interplanetari.[9] La pressió atmosfèrica a la superfície del planeta és 92 vegades la de la Terra.

La superfície de Venus va ser subjecte d'especulació fins que alguns dels seus secrets van ser descoberts a finals del segle XX. El Projecte Magellan en va fer una cartografia detallada entre el 1990 i el 1991. El sòl mostra proves de vulcanisme, i el sofre de l'atmosfera podria indicar que hi ha hagut erupcions recents.[10][11] Tanmateix, encara és un enigma per què no es troben rius de lava al voltant de cap de les calderes visibles. Hi ha un baix nombre de cràters d'impacte, cosa que mostra que la superfície és relativament jove, amb una edat d'aproximadament 500 milions d'anys. No hi ha cap indici de tectònica de plaques, possiblement perquè la seva escorça és massa dura per subduir sense aigua que la faci més fluida. En comptes d'això, és possible que Venus vagi perdent la seva escalfor interna en episodis periòdics de renovació en massa de la seva superfície.[12]

L'adjectiu venusià s'utilitza normalment per a objectes relacionats amb Venus[13] o per referir-se als seus hipotètics habitants.[14] Venus és l'únic planeta del sistema solar anomenat en honor a una figura femenina, tot i que tres planetes nansCeres, Eris i Haumea – també tenen noms femenins.

Característiques físiques[modifica | modifica el codi]

La seva densitat i volum són molt semblants a les terrestres, raó per la qual durant molt de temps va ser considerat com el planeta bessó de la Terra.[15] El diàmetre de Venus és de 12.092 km (només 650 km menys que el de la Terra) i la seva massa és d'un 81,5% de la de la Terra. Les condicions a la superfície de Venus difereixen radicalment de les de la Terra, a causa de la densa atmosfera de diòxid de carboni. La massa de l'atmosfera de Venus és en un 96,5% diòxid de carboni, i la major part del 3,5% restant consisteix en nitrogen.[16]

Estructura interna[modifica | modifica el codi]

Sense dades sísmiques ni coneixement sobre el seu moment d'inèrcia, hi ha molt poca informació directa sobre l'estructura interna i la geoquímica de Venus.[17] Tanmateix, la similitud de mida i densitat entre Venus i la Terra suggereix que comparteixen una estructura interna similar: un nucli, un mantell i una escorça. Com el de la Terra, es creu que el nucli de Venus és almenys parcialment líquid. La mida lleugerament més petita de Venus suggereix que les pressions cap al centre del planeta són significativament més baixes que a la Terra. La diferència principal entre els dos planetes és la falta de tectònica de plaques a Venus, probablement degut a la sequedat de la superfície i mantell.[18]

Geografia[modifica | modifica el codi]

Mapa de Venus, mostrant els 'continents' elevats de color groc: Ishtar Terra a dalt i Afrodita Terra a sota mateix de l'equador, a la dreta.

Al voltant del 80% de la superfície de Venus consisteix en planes volcàniques llises. Hi ha dos 'continents' elevats que formen la resta de l'àrea de la superfície, un a l'hemisferi nord del planeta i l'altre al sud de l'equador. El continent septentrional s'anomena Ishtar Terra, en honor a Ishtar, la deessa babilònia de l'amor, i té aproximadament la mida d'Austràlia. Maxwell Montes, la muntanya més alta de Venus, es troba a Ishtar Terra. El seu pic es troba 11 km per sobre de l'elevació de la superfície mitjana de Venus. El continent meridional s'anomena Afrodita Terra, en honor a la deessa grega de l'amor, i és la més gran de les dues regions elevades amb una mida semblant a la d'Amèrica del Sud. Una xarxa de fractures i falles cobreix bona part d'aquesta àrea.[19]

Un aracnoide venusià vist per la sonda Magellan el 20 de gener de 1998.

A part dels cràters d'impacte, muntanyes, i valls que es troben a tots els planetes rocosos, Venus té algunes formes de superfície úniques. Entre aquestes hi ha formacions volcàniques amb la part superior plana anomenades farra, que semblen creps i tenen una mida d'entre 20–50 km d'un costat a l'altre, i d'entre 100–1,000 m d'alçada; sistemes de fractura radials en forma d'estrella anomenades novae; formacions de fractures alhora radials i concèntriques que s'assemblen a teranyines d'aranya, conegudes com a aracnoides. Totes tenen origen volcànic.[20]

Gairebé totes les característiques superficials de Venus s'anomenen en honor a dones històriques i mitològiques.[21] Les úniques excepcions són Maxwell Montes, anomenat en honor a James Clerk Maxwell, i dues regions elevades, Alpha Regio i Beta Regio. Aquestes tres característiques es van anomenar abans que s'adoptés el sistema actual per la Unió Astronòmica Internacional.[22]

Les coordenades cartesianes de les característiques físiques de Venus s'expressen en relació amb el seu meridià principal, que es defineix com la línia de longitud que passa a través d'una taca brillant pels radars al centre de la formació oval Eva, al sud d'Alpha Regio.[23][24]

Atmosfera i clima[modifica | modifica el codi]

Venus en color vertader.

Venus posseeix una densa atmosfera, composta en la seva major part per diòxid de carboni i una petita quantitat de nitrogen. La pressió al nivell de la superfície és 90 vegades superior a la pressió atmosfèrica en la superfície terrestre (una pressió equivalent a una profunditat d'un quilòmetre sota el nivell del mar a la Terra). L'enorme quantitat de CO2 de l'atmosfera provoca un fort efecte hivernacle que eleva la temperatura de la superfície del planeta fins a prop de 460 °C a les regions menys elevades prop de l'equador. Això fa que Venus sigui més calent que Mercuri, malgrat trobar-se a més del doble de la distància del Sol que aquest i de rebre només el 25% de la seva radiació solar (2.613,9 W/m2 a l'atmosfera superior i 1071, 1 W/m2 a la superfície). A causa de la inèrcia tèrmica de la seva massiva atmosfera i al transport de calor pels forts vents de la seva atmosfera, la temperatura no varia de forma significativa entre el dia i la nit. Tot i la lenta rotació de Venus (menys d'una rotació per any venusiana, equivalent a una velocitat de rotació en l'equador de només 6,5 km/h), els vents de l'atmosfera superior circumvalen el planeta en tan sols 4 dies, distribuint eficaçment la calor. A més del moviment zonal de l'atmosfera d'oest a est, hi ha un moviment vertical en forma de cèl·lula de Hadley que transporta la calor de l'equador fins a les zones polars i fins i tot a latituds mitjanes del costat no il·luminat del planeta.

La radiació solar gairebé no arriba a la superfície del planeta. La densa capa de núvols reflecteixen a l'espai la majoria de la llum del Sol, i la major part de la llum que travessa els núvols és absorbida per l'atmosfera. Això impedeix a la major part de la llum del Sol escalfar directament la superfície. L'albedo bolomètrica de Venus és d'aproximadament el 60%, i la seva albedo visual és encara més gran, la qual cosa conclou que, malgrat trobar-se més proper al Sol que la Terra, la superfície de Venus no s'escalfa ni s'il·lumina com era d'esperar per la radiació solar que rep. En absència de l'efecte hivernacle, la temperatura a la superfície de Venus podria ser similar a la de la Terra. L'enorme efecte hivernacle associat a la immensa quantitat de CO2 a l'atmosfera atrapa la calor provocant les elevades temperatures d'aquest planeta.

Els forts vents a la part superior dels núvols poden assolir els 350 km/h, encara que a nivell del sòl els vents són molt més lents. Malgrat això, i a causa de l'altíssima densitat de l'atmosfera en la superfície de Venus, fins i tot aquests fluixos vents exerceixen una força considerable contra els obstacles. Els núvols estan compostos principalment per gotes de diòxid de sofre i àcid sulfúric, i cobreixen el planeta completament, ocultant la major part dels detalls de la superfície a l'observació externa. La temperatura a la part superior dels núvols (a 70 km sobre la superfície) és de -45 °C. La mida mitjana de temperatura a la superfície de Venus és de 464 °C. El nivell mínim de temperatura que es troba a la taula de la dreta es refereix a la vora superior de núvols. La temperatura de la superfície mai baixa dels 400 °C, cosa que el fa el planeta més calent del sistema solar.

Camp magnètic i nucli[modifica | modifica el codi]

El camp magnètic de Venus és molt dèbil comparat amb el d'altres planetes del sistema solar. Això es pot deure a la seva lenta rotació, insuficient per a formar el sistema de «dinamo interna» de ferro líquid. Com a resultat d'això, el vent solar colpeja l'atmosfera de Venus sense ser filtrat. Es pensa que Venus va tenir originàriament tanta aigua com la Terra, però que, sotmesa a l'acció del Sol, el vapor d'aigua en l'alta atmosfera es va dividir en hidrogen i oxigen, escapant l'hidrogen a l'espai per la seva baixa massa molecular. El percentatge de deuteri (un isòtop pesant de l'hidrogen que no escapa tan fàcilment) a l'atmosfera de Venus sembla donar suport a esta teoria. Se suposa que l'oxigen molecular es va combinar amb els àtoms de l'escorça (encara que grans quantitats d'oxigen resten a l'atmosfera en forma de diòxid de carboni). A causa d'aquesta sequedat, les roques de Venus són molt més pesants que les de la Terra, la qual cosa afavoreix la formació de muntanyes majors, profunds penya-segats i altres formacions.

Òrbita i rotació[modifica | modifica el codi]

Venus gira sobre si mateix en 243 dies terrestres i el seu any dura tan sols 225 dies. Té una lenta rotació retrògrada, el que significa que gira d'est a oest, en comptes de rotar d'oest a est com la majoria dels altres planetes més grans. (Plutó i Urà també tenen una rotació retrògrada, encara que l'eix de rotació d'Urà, inclinat 97,86 °, pràcticament descansa sobre el seu pla orbital). Es creu que la lenta rotació retrògrada és causada per la densa atmosfera del planeta que va frenar la seva rotació i després va fer que comencés a rotar en sentit contrari. També és possible que la fricció entre el nucli i el mantell de Venus, l'escalfament de l'atmosfera pel Sol i les forces de marea exercides per la gravetat solar sobre l'atmosfera hagin provocat el mateix efecte.

A més d'esta inusual rotació retrògrada, el període de rotació i el període orbital de Venus estan sincronitzats de tal forma que Venus sempre presenta la mateixa cara a la Terra quan els dos planetes es troben en la seva màxima aproximació en cada conjunció inferior. Això pot ser el resultat de les forces de marea que afecten la rotació de Venus cada vegada que els planetes es troben prou pròxims, o simplement pot ser una coincidència.

Observació i exploració de Venus[modifica | modifica el codi]

Observacions històriques[modifica | modifica el codi]

Venus és l'astre més característic en els cels del matí i de la tarda de la Terra (després del Sol i la Lluna), i és conegut per la humanitat des de la prehistòria. Un dels documents més antics que sobreviuen de la biblioteca babilònica d'Ashurbanipal, datat sobre el 1600 aC, és un registre de 21 anys de l'aspecte de Venus (que els primers babilonis van cridar Nindaranna). Els antics sumeris i babilonis anomenaren Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; a la ciutat mesopotàmica d'Akkad era l'estrella de la mare-deessa Ishtar, i en xinès seu nom és «Jin-xing» (金星), el planeta de l'element metall. Venus es va considerar com el més important dels cossos celestes observats pels maies, que ho van cridar «Chaka ek» (la gran estrella). Els antics grecs pensaven que les aparicions matinals i vespertines de Venus eren dos cossos diferents, i els van cridar Hesperus quan apareixia en el cel de l'oest al vespre i Phosphorus quan apareixia en el cel de l'est a l'alba.

Fases de Venus observades des de la Terra.

En trobar l'òrbita de Venus entre la Terra i el Sol, des de la Terra es poden distingir les seves diferents fases d'una forma semblant a les de la Lluna. Galileo Galilei va ser la primera persona a observar les fases de Venus el desembre de 1610, una observació que sostenia la llavors discutida teoria heliocèntrica de Copèrnic. També va anotar els canvis en la mida del diàmetre visible de Venus en les seves diferents fases, suggerint que aquest es trobava més lluny de la Terra quan estava ple i més proper quan es trobava en fase creixent. Aquestes observacions van proporcionar una sòlida base al model heliocèntrica.

Venus és més brillant quan el 25% del seu disc (aproximadament) es troba il·luminat, això passa 37 dies abans de la conjunció inferior (en el cel vespertí) i 37 dies després d'aquesta conjunció (en el cel matutí). La seva major elongació i alçada sobre l'horitzó es produeix aproximadament 70 dies abans i després de la conjunció inferior, moment en el qual mostra just mitja fase; entre aquests intervals, Venus és visible durant les primeres o últimes hores del dia si l'observador sap on buscar. El període de moviment retrògrad és de vint dies a cada costat de la conjunció inferior.

En rares ocasions, Venus es pot veure en el cel del matí i de la tarda el mateix dia. Això succeeix quan es troba en la seva màxima separació respecte a l'eclíptica i al mateix temps es troba en la conjunció inferior; llavors des d'un dels hemisferis terrestres es pot veure en els dos moments. Aquesta oportunitat es va presentar recentment per als observadors de l'hemisferi nord durant uns dies sobre el 29 de març de 2001, i el mateix va succeir en l'hemisferi sud el 19 d'agost de 1999. Aquests esdeveniments es repeteixen cada vuit anys d'acord amb el període orbital del planeta.

Al segle XIX, molts observadors van atribuir a Venus un període de rotació aproximat de 24 hores. L'astrònom italià Giovanni Schiaparelli va ser el primer a predir un període de rotació significativament menor, proposant que la rotació de Venus estava bloquejada pel Sol (el mateix que va proposar per Mercuri). Encara que realment no és veritat per a cap dels dos cossos, era una estimació força aproximada. La quasi ressonància entre la seva rotació i la major aproximació a la Terra va ajudar a crear aquesta impressió, ja que Venus sempre sembla donar la mateixa cara quan es troba en la millor posició per ser observat. El període de rotació de Venus va ser observat per primera vegada durant la conjunció de 1961 amb radar des d'una antena de 26 metres a Goldstone, Califòrnia, des de l'observatori de radioastronomia Jodrell Bank al Regne Unit i en les instal·lacions d'espai profund de la Unió Soviètica de Ievpatòria. La precisió va ser refinada en les següents conjuncions, principalment des de Goldstone i Ievpatòria. El fet que la rotació era retrògrada no va ser confirmat fins a 1964.

Abans de les observacions de ràdio dels anys seixanta, molts creien que Venus contenia un entorn com el de la Terra. Això era degut a la mida del planeta i el seu radi orbital, que suggerien clarament una situació semblant a la de la Terra, així com per la gruixuda capa de núvols que impedien veure la superfície. Entre les especulacions sobre Venus estaven les que aquest tenia un entorn selvàtic o que posseïa oceans de petroli o d'aigua carbonatada. No obstant això, les observacions mitjançant microones el 1956 per C. Mayer et al., indicaven una alta temperatura de la superfície (600 K). Estranyament, les observacions fetes per A.D. Kuzmin a la banda mil·limètrica indicaven temperatures molt més baixes. Dues teories en competició explicaven l'inusual espectre de ràdio: una d'elles suggeria que les altes temperatures s'originen en la ionosfera i l'altra suggeria una superfície calenta.

Un dels fenòmens de l'atmosfera de Venus observat per astrònoms des de la Terra i encara no explicat és el de les anomenades llums Ashen.

Trànsits de Venus[modifica | modifica el codi]

Trànsit de Venus sobre el disc solar.

Els trànsits de Venus s'esdevenen quan el planeta travessa directament entre la terra i el Sol, són esdeveniments astronòmics relativament rars. La primera vegada que es va observar aquest trànsit astronòmic va ser el 1639 per Jeremiah Horrocks i William Crabtree. El trànsit de 1761, observat per Mikhaïl Lomonosov, va proporcionar la primera evidència que Venus tenia una atmosfera, i les observacions de paral·laxi del segle XIX durant els seus trànsits permetre obtenir per primera vegada un càlcul precís de la distància entre la Terra i el Sol. Els trànsits només poden ocórrer en juny o desembre, sent aquests els moments en què Venus creua l'eclíptica (el pla en el qual la Terra orbita al voltant del Sol), i succeeixen en parells a intervals de vuit anys, separats aquests parells de trànsits per més d'un segle. L'anterior parell de trànsits va succeir el 1874 i 1882, i el present parell de trànsits són els de 2004 i 2012.

Exploració espacial[modifica | modifica el codi]

La sonda americana Mariner 2, la primera sonda espacial en acostar-se a Venus, el 1962.

Venus va ser visitat per primera vegada per la sonda soviètica Venera 1, la primera sonda espacial enviada a un altre planeta. El llançament es va produir el 12 de febrer de 1961 però el senyal de ràdio de la sonda es va perdre abans de la seva arribada al planeta. La primera sonda espacial que es va acostar a Venus va ser la sonda americana Mariner 2 en 1962, determinant que aquest planeta pràcticament no posseeix camp magnètic i obtenint un mapa de microones de la seva superfície. En 1967 la sonda soviètica Venera 4 va ser capaç de submergir-se en l'atmosfera de Venus enviant dades sobre aquesta sense arribar a posar-se sobre la superfície. La primera sonda que va aconseguir tocar la superfície de Venus va ser la Venera 7 l'any 1970. Posteriorment, les sondes Venera 9, 10, 13 i 14 van ser capaces d'enviar algunes poques fotografies de la superfície mostrant una superfície de roques aplanada per la forta pressió atmosfèrica i sense trets aparents d'erosió davant de la pràctica absència de vent.

Paral·lelament, el programa americà d'exploració espacial va enviar les dues sondes del programa Pioneer Venus al planeta. En 1985 les sondes soviètiques Vega 1 i 2 van deixar anar sondes en forma de globus aerostàtic per estudiar l'atmosfera al mateix temps que la resta de la sonda estudiava la superfície. Cap dels aparells en superfície va resistir més d'unes 2 hores les altes temperatures i pressions de Venus. El 1990 la sonda americana Magellan va realitzar mesures de radar del 98% de la superfície del planeta, obtenint mapes amb una resolució de 100m.

A causa de la seva posició pròxima a la Terra, Venus ha estat també visitat per diferents sondes espacials en maniobres d'assistència gravitatòria en les quals s'utilitza la gravetat del planeta per a impulsar la sonda espacial.

La Venus Express és una missió de l'Agència Espacial Europea que consisteix en una sonda orbital dedicada a estudiar el planeta i especialment la seva atmosfera des d'una òrbita polar. Va ser llançada el 9 de novembre de 2005 i arribà l'11 d'abril de 2006; és la primera sonda europea en visitar el planeta.

Per al futur hi ha algunes sondes projectades, com la PLANET-C (Venus Climate Orbiter) japonesa, la Venus Entry Probe (VEP) europea i la Venera-D russa.

Referències[modifica | modifica el codi]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Williams, Dr. David R. «Venus Fact Sheet». NASA, 15 abril 2005. [Consulta: 2007-10-12].
  2. «The MeanPlane (Invariable plane) of the Solar System passing through the barycenter», 2009-04-03. Arxivat de l'original el 2009-04-20. [Consulta: 10-4-2009]. (produced with Solex 10 written by Aldo Vitagliano; vegeu també pla invariable)
  3. 3,0 3,1 Seidelmann, P. Kenneth. «Report of the IAU/IAGWorking Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 90, 2007, pàg. 155–180. DOI: 10.1007/s10569-007-9072-y [Consulta: 28 agost 2007].
  4. «Report on the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites». International Astronomical Union, 2000. [Consulta: 12-4-2007].
  5. Espenak, Fred. «NASA Reference Publication 1349; Venus: Twelve year planetary ephemeris, 1995–2006». Twelve Year Planetary Ephemeris Directory. NASA, 1996. [Consulta: 20-6-2006].
  6. «Venus: Facts & Figures» (html). NASA. [Consulta: 12-4-2007].
  7. «Space Topics: Compare the Planets: Mercury, Venus, Earth, The Moon, and Mars». Planetary Society. [Consulta: 12-4-2007].
  8. Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H.. «Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data». Journal of Geophysical Research, Planets, 113, 2008, pàg. E00B24. DOI: 10.1029/2008JE003134.
  9. «Caught in the wind from the Sun». ESA (Venus Express), 2007-11-28. [Consulta: 12-7-2008].
  10. Esposito, Larry W.. «Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism». Science, 223, 4640, 1984-03-09, pàg. 1072–1074. DOI: 10.1126/science.223.4640.1072. PMID: 17830154 [Consulta: 29 abril 2009].
  11. Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H.. «The Recent Evolution of Climate on Venus». Icarus, 150, 1, March 2001, pàg. 19–37. DOI: 10.1006/icar.2000.6570.
  12. Nimmo, F.; McKenzie, D.. «Volcanism and Tectonics on Venus». Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 26, 1998, pàg. 23–53. Bibcode: 1998AREPS..26...23N. DOI: 10.1146/annurev.earth.26.1.23.
  13. Gran Enciclopèdia catalana. Al text, se cita dia venusià.
  14. Diccionari de la Gran Enciclopèdia catalana
  15. Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P.. Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer, 2004, p. 61. ISBN 3-540-00431-9. 
  16. «Atmosphere of Venus». The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. [Consulta: 2007-04-29].
  17. Goettel, K.A.. «Density constraints on the composition of Venus» (PDF). Proc. Lunar Planetary Science, 12B, 1981, pàg. 1507–1516Aerostat 'Xities' over Venus.
  18. Nimmo, F.. «Crustal analysis of Venus from Magellan satellite observations at Atalanta Planitia, Beta Regio, and Thetis Regio». Geology, 30, 2002, pàg. 987–990. DOI: 10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2.
  19. Kaufmann W.J. (1994), Universe, W.H. Freeman, New York, p. 204. ISBN 0-7167-2379-4
  20. Frankel, Charles. Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press, 1996. ISBN 0521477700. 
  21. Batson R.M., Russell J.F. (1991), Naming the Newly Found Landforms on Venus, Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, v. 22, p. 65
  22. Young C. (Editor). The Magellan Venus Explorer's Guide. 90a ed.. California: Jet Propulsion Laboratory, August 1990. 
  23. Davies, M.E. et al.. «Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites». Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, 63, 2, 1994, p. 127. DOI: 10.1007/BF00693410.
  24. «Three-Dimensional Perspective View of Alpha Regio». Jet Propulsion Laboratory. [Consulta: 27-12-2007].

Lectures addicionals[modifica | modifica el codi]

  • Barsukov, V. et al. Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics - Research Results from the USSR. University of Arizona Press, Tucson, 1992. ISBN 0-8165-1222-1
  • Bougher, S. et al. Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0-8165-1830-0
  • Burgess, E. Venus, An Errant Twin. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 0-231-05856-X
  • Cattermole, P. Venus, The Geological Story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0-8018-4787-7
  • 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 línia). ASIN B00010J5UA
  • Grinspoon, D. Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0-201-32839-9
  • Hunten, D. et al. Venus. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0-8165-0788-0
  • Magellan at Venus. Reimpresión de Journal of Geophysical Research, Vol. 97, no. E8 i E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992.
  • Marov & Grinspoon. The Planet Venus. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0-300-04975-7
  • Pioneer Venus Special Issue. Journal of Geophysical Research, Vol. 85, diciembre, 1980.
  • Roth, L. y Wall S. The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY

Vegeu també[modifica | modifica el codi]

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

Recursos cartogràfics[modifica | modifica el codi]