Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol. Recibe su nombre en honor de la diosa romana del amor Venus. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse prácticamente circular, con una excentricidad de menos del 1%. Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna. Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus (ver Calendario Maya). El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino. El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con un tipo de enfermedades]
- , concretamente las de transmisión sexual.

Características físicas

Atmósfera

Venus posee una densa [[atmósfera]], compuesta en su mayor parte por [[dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). La enorme cantidad de CO₂ de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460ºC en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente aún que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distacia del Sol que éste y recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m² en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venéreo, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6.5km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta. La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja la mayoría de la luz del Sol al espacio y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO₂ en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta. Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo, los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45ºC. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus, es de 464ºC. El nivel mínimo de temperatura que se encuentra en la tabla de la derecha se refiere al borde superior de las nubes. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400ºC.

Características de la superficie

ácido sulfúrico Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores. (Plutón y Urano también tienen una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86º, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce porqué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un gran asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Ésto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo. Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra, y contiene la mayor montaña de Venus (Aproximadamente dos kilómetros más alta que el Monte Everest), llamada Monte Maxwell en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas. La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren brúscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro. Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico. El interior del planeta Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía esta volcánicamente activo. El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del Sistema Solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de «dinamo interno» de hierro liquido. Como resultado de ésto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado. Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra, pero que al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono). A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones. Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado Neith, llamado así por la diosa Sais de Egipto (cuyo velo ningún mortal podía levantar). Fue aparentemente observado por primera vez por Giovanni Cassini en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte estrellas tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite.
- Para mayor información sobre las características geológicas de Venus, se recomienda el artículo Geología de Venus, que trata el tema con mayor profundidad.

Observación y exploración de Venus

Observaciones históricas

Geología de Venus Venus es el astro más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 adC, es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jīn-xīng» (金星), el planeta del elemento metal. Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Posiblemente se le dio más importancia incluso que al Sol. Los mayas estudiaron los movimientos de Venus atentamente. Pensaron que las posiciones de Venus y otros planetas tenían influencia sobre la vida en la Tierra, por lo que los mayas y otras culturas precolombinas programaron sus guerras y otros eventos importantes basándose en sus observaciones. En el códice Dresde, los mayas incluyeron un almanaque en el que mostraban el ciclo completo de Venus, en cinco grupos de 584 días cada uno (aproximadamente ocho años), después de los cuales se repetía el esquema (Venus da trece vueltas alrededor del Sol prácticamente en el mismo tiempo que la Tierra tarda en dar ocho). Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron «Hesperus» cuando aparecía en el cielo del oeste al atardecer y «Phosphorus» cuando aparecía en el cielo del este al amanecer. Fue Pitagoras quien primero teorizó sobre que ambos objetos eran el mismo planeta. En el siglo IV adC, Heráclides Ponticus propuso que tanto Venus como Mercurio orbitaban el Sol en lugar de orbitar la Tierra. El nombre de Venus procede de la diosa romana del amor y la belleza. diosa romana del amor y la belleza Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra podemos distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las que podemos ver de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida visión heliocéntrica del Sistema Solar de Copérnico. También anotó los cambios en el tamaño del diámetro visible de Venus en sus diferentes fases, sugiriendo que éste se encontraba más lejos de la Tierra cuando estaba lleno y más cercano cuando se encontraba en fase creciente. Estas observaciónes proporcionaron una sólida base al modelo heliocéntrico. Venus es más brillante cuando el 25% de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino). Su mayor elongación y altura sobre el horizonte se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior. En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando Venus se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo ese encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de nuestros hemisferios se puede ver en los dos momentos. Esta oportunidad se presentó recientemente para los observadores del hemisferio Norte durante unos días sobre el 29 de marzo de 2001, y lo mismo sucedió en el hemisferio Sur el 19 de agosto de 1999. Estos eventos de repiten cada ocho años conforme al ciclo sinódino del planeta. Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mikhail Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos sólo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo estos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos son los de 2004 y 2012. En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio). Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. La casi resonancia entre su rotación y la mayor aproximación a la Tierra ayudó a crear esta impresión, ya que Venus siempre parece dar la misma cara cuando se encuentra en la mejor posición para ser observado. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía Jodrell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964. Antes de las observaciones de radio de los años sesenta, muchos creían que Venus contenía un entorno como el de la Tierra. Esto era debido al tamaño del planeta y su radio orbital, que sugerían claramente una situación parecida a la de la Tierra, así como por la gruesa capa de nubes que impedían ver la superficie. Entre las especulaciones sobre Venus estaban las de que éste tenía un entorno selvático o que poseía océanos de petróleo o de agua carbonatada. Sin embargo, las observaciones mediante microondas en 1956 por C. Mayer et al, indicaban una alta temperatura de la superficie (600K). Extrañamente, las observaciones hechas por A.D. Kuzmin en la banda milimétrica indicaban temperaturas mucho más bajas. Dos teorías en competición explicaban el inusual espectro de radio, uno sugiriendo que las altas temperaturas se originaban en la ionosfera y otro que sugería una superficie caliente.

Exploración espacial de Venus

La órbita de Venus es un 28 por ciento más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave. Haciendo un símil, es algo parecido a caer en picado con un avión, y tener que aterrizar justo cuando la velocidad es mayor, lo cual hace que este tipo de trayectorias deba ser afinada con mucha precisión. Por otro lado, la atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables y complicadas que en el caso de Marte.

Primeros sobrevuelos

El 12 de febrero de 1961, la sonda espacial soviética Venera-1 fue la primera sonda lanzada a otro planeta. Un sensor de orientación sobrecalentado provocó la avería de la nave, pero la Venera-1 fue la primera en combinar todas las características necesarias de una nave espacial interplanetaria: paneles solares, antena parabólica para la telemetría, estabilizadores en tres ejes, motor de corrección de rumbo y el primer lanzamiento desde una órbita de aparcamiento. La primera sonda exitosa en Venus fue la americana Mariner-2, que llegó a Venus en 1962. Era una sonda lunar del tipo Ranger modificada que estableció que Venus no tenía campo magnético y que midió las emisiones térmicas de microondas del planeta. La Unión Soviética lanzó la sonda Zond-1 a Venus el 2 de abril de 1964, pero se averió en algún momento tras su última transmisión de telemetría del 16 de mayo.

Primeros aterrizajes

El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera-3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. Su hermana gemela, la Venera-2, se averió al sobrecalentarse poco antes de completar su misión de sobrevuelo del planeta. La cápsula de descenso de la Venera-4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967. Fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones, densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95% de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner-5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas). Estos resultados fueron verificados y refinados por las misiones Venera-5 y Venera-6 los días 16 y 17 de mayo de 1969, aunque ninguna de estas misiones alcanzó la superficie mientras aún transmitían. La batería de la Venera-4 se agotó mientras la sonda aún flotaba lentamente en la masiva atmósfera de venus, y las Venera-5 y 6 se colapsaron por la alta presión a 18 kilómetros sobre la superficie. El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados centígrados. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie. Con un espectrómetro de rayos gamma analizó la composición química de la corteza.

Primeros orbitadores

rayos gamma La sonda soviética Venera-9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de radar de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera-9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera-10 realizó una serie similar de experimentos. En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer a Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda Pioneer Venus consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna de las sondas sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie. El vehículo orbitador de la Pioneer Venus fue insertado en una órbita elíptica alrededor de Venus el 4 de diciembre de 1978. Transportaba 17 experimentos y funcionó hasta agotar su combustible de maniobra, momento en el que perdió su orientación. En agosto de 1992 entró en la atmósfera de Venus y fue destruida.

Los siguientes éxitos soviéticos

También en 1978, las Venera-11 y Venera-12 volaron hasta Venus, dejando caer sus vehículos de descenso el 21 de diciembre y el 25 de diciembre respectivamente. Las sondas de descenso estaban provistas de cámaras en color, taladros y analizadores que, por desgracia, fallaron. Cada uno realizó mediciones con espectrómetros y cromatógrafos, y analizadores químicos por fosforescencia de rayos-X que, inesperadamente, descubrieron una proporción alta de cloruros en las nubes, además de los sulfuros. También se detectó cierta actividad eléctrica en forma de chasquidos de radio asociados a la actividad de rayos. Las Venera-13 y 14 eran en esencia similares, y llegaron a Venus el 1 de marzo y el 5 de marzo de 1982. En esta ocasión, las cámaras en color y los analisis de perforación de la superficie fueron un éxito. Los datos sobre fluorescencia por rayos-X mostraron resultados similares a rocas basálticas ricas en potasio. El 10 de octubre de 1983, las Venera-15 y 16 entraron en órbita polar sobre Venus. La Venera-15 analizó y realizó un mapa de la atmósfera superior con un espectrómetro de infrarrojos. Del 11 de noviembre al 10 de julio, ambos satélites hicieron un mapa del tercio norte del planeta con radar de apertura sintética. Estos resultados proporcionaron el primer conocimiento detallado de la geología de la superficie de Venus, incluyendo el descubrimiento de los inusualmente masivos volcanes ocultos como «coronae» y «arachnoids». Venus no tiene evidencias de placas tectónicas, a menos que todo el tercio norte del planeta forme parte de una sola placa. Las sondas soviéticas Vega 1 y Vega 2 arribaron a Venus el 11 de junio y el 15 de junio de 1985. Sus vehículos de aterrizaje transportaban experimentos enfocados en la composición de los aerosoles en las nubes y su estructura. Cada uno cargaba un espectrómetro de absorción de ultravioletas, analizadores de particulas de aerosol y dispositivos para recolectar material y analizarlo con espectrómetros de masas, cromatógrafos de gases y espectrómetros de fluorescencia por rayos-X. Las dos capas superiores de nubes resultaron estar compuestas de gotas de ácido sulfúrico, aunque la capa inferior está compuesta probablemente por una solución de ácido fosfórico. La corteza de Venus fue analizada con un experimento por taladros y espectrómetros de rayos gamma. Puesto que los vehículos de aterrizaje no transportaban cámaras, estas misiones no proporcionaron imágenes de la superficie. Las misiones Vega también desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y conveccion de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caidas de uno a tres kilómetros de las sondas. Las naves Vega continuaron su viaje para encontrarse nueve meses más tarde con el cometa Halley, misión para la cual transportaban 14 instrumentos y cámaras adicionales.

La sonda Magallanes

cometa Halley El 10 de agosto de 1990, la sonda estadouniense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98% del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta.

Recientes sobrevuelos

Varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter y la Cassini-Huygens a Saturno (con dos sobrevuelos). Aún más curioso: durante el examen de la emisión de radiofrecuencias de Venus con sus instrumentos de ondas de radio y plasma en los dos sobrevuelos de 1998 y 1999, se vio que no existían ondas en la gama de frecuencias de 0,125 a 16 MHz, bandas que generalmente se asocian a los relámpagos. Esto entraba en contradicción directa con las observaciones de las sondas Venera de veinte años antes. Se ha postulado que quizá si Venus no tiene relámpagos, podría tener algún tipo de actividad eléctrica de baja frecuencia, debido al hecho de que las señales de radio no pueden penetrar la ionosfera en frecuencias por debajo de 1 megahercio. Un exámen por el físico Donald Gurnett de la Universidad de Iowa de las emisiones de radio tomadas por la sonda Galileo durante su maniobra de asistencia gravitacional en 1990 reveló lo que en ese momento fue una indicación de relámpagos. Sin embargo, la sonda Galileo pasó a una distancia 60 veces mayor de Venus de lo que lo hizo la sonda Cassini, por lo que sus observaciones son sustancialmente menos significativas. A día de hoy sigue siendo un misterio si Venus tiene o no actividad eléctrica en forma de relámpagos o rayos en su atmósfera.

Misiones futuras

asistencia gravitacional La Agencia Espacial Europea esta preparando una misión llamada Venus Express que estudiará la atmósfera y las características de la superficie de Venus desde la órbita. La misión será lanzada en noviembre (originalmente se iba a lanzar en octubre) del 2005 y se espera que obtenga información durante 2 días venusinos (unos 500 días terrestres). La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) planea también una misión a Venus entre los años 2008 y 2009. Misiones con otros destinos (especialmente Mercurio) sobrevolarán Venus; algunas son el MESSENGER y BepiColombo.

Referencias culturales

El planeta Venus ha inspirado numerosas referencias religiosas y astrológicas en las civilizaciones antiguas. La inspiración mitológica de Venus se extiende también a obras de ficción como:
- El Silmarillion, de J.R.R. Tolkien, base mitológica de El Señor de los Anillos, Eärendil porta en su frente uno de los tres Silmarils, y viaja con su barca por el cielo por mandato de Manwë para ser la luz de la esperanza para los hombres, dando de este modo una explicación mitológica a Venus. En tiempos más modernos la ausencia de detalles observables en su superficie era interpretadas desde finales del siglo XIX como evidencia de grandes nubes que ocultaban un mundo rico en agua en el que se especulaba la presencia de vida extraterrestre siendo un mundo utilizado frecuentemente en las historias de ciencia ficción de los años 20 a 50. Algunas obras más recientes que tratan de manera más realista el planeta son:
- El autor de ciencia-ficción Paul Preuss escribió en su serie Venus Prime sobre la hipótesis de un Venus habitable hace mil millones de años, que dejó de serlo a causa del vapor de agua inducido en su atmósfera por el bombardeo cometario, que produjo una reacción en cadena de efecto invernadero. Esta hipótesis se puede encontrar en el sexto libro de la serie, traducido en español como Los seres luminosos.
- En 3001, Arthur C. Clarke sitúa a un grupo pionero de científicos en la superficie de Venus, resguardados bajo tierra, mientras cometas procedentes del cinturón de Kuiper son arrastrados a una órbita de colisión con el planeta para aumentar su aporte de agua y reducir la temperatura.

Véase también

- Tránsito de Venus
- Geología de Venus

Enlaces externos

- [http://www.solarviews.com/span/venus.htm Solarviews.com: Venus (en español)]
- [http://www.tayabeixo.org/ssolar/venus.htm Venus: datos de la WEB de la Asociación Larense de Astronomía (ALDA)]
- [http://www.elsistemasolar.com.ar Informacion sobre Venus] Datos interesantes sobre las caracteristicas de venus y los demas planetas Categoría:Planetas del Sistema Solar ja:金星 ko:금성 ms:Zuhrah simple:Venus (planet) th:ดาวศุกร์

UA

La sigla UA se puede referir a:
- Unión Africana
- Unidad astronómica
- Unidad Alavesa: un partido político español.
- Universidad de Alicante: universidad española.
- United Artists también llamada United Artists Corporation, United Artists Associated, United Artists Pictures, y United Artists Films.
- UA es el código IATA de la compañía aérea United Airlines.
- Ua es además el nombre del dios polinesio de la lluvia.
- Ua es también el nombre artístico de la cantante japonesa Kaori Murakami. ja:UA ko:UA

1 E11 m

Para ayudar a comparar distancias de diferentes ordenes de magnitud, esta página realiza una lista de longitudes empezando en 10¹¹ metros (100 millones de kilómetros o 0,7 UA).
- Distancias más cortas de 10¹¹ m
- 108 millones km -- 0,7 UA -- Distancia entre Venus y el Sol
- 150 millones km -- 1,0 UA -- Distancia entre la Tierra y el Sol
- 228 millones km -- 1,5 UA -- Distancia entre Marte y el Sol
- 290 millones km -- 1,9 UA -- Diámetro mínimo de Betelgeuse
- 480 millones km -- 3,2 UA -- Diámetro máximo de Betelgeuse
- 591 millones km -- 4,0 UA -- Mínima distancia entre la Tierra y Júpiter
- 624 millones km -- 4,2 UA -- Diámetro de Antares
- 780 millones km -- 5,2 UA -- Distancia entre Júpiter y el Sol
- 965 millones km -- 6,4 UA -- Máxima distancia entre la Tierra y Júpiter
- Distancias más largas que 10¹² m Categoría: Órdenes de magnitud (longitud) ja:1 E11 m

Excentricidad

Matemáticas

En matemáticas y geometría la excentricidad es un parámetro que determina el grado de desviación de una sección cónica con respecto a una circunferencia. Es un parámetro importante en la definición de las elipses. La excentricidad e de una elipse de semieje mayor a y semieje menor b es:

e = \sqrt.

Valores de la excentricidad en secciones cónicas:
- La excentricidad de una circunferencia es cero.
- La excentricidad de una elipse es mayor que cero y menor que 1.
- La excentricidad de una parábola es 1.
- La excentricidad de una hipérbola es mayor que 1.

Astronomía

Los cuerpos ligados gravitacionalmente entre sí describen órbitas en forma de elipse. La excentricidad de la órbita de un objeto se calcula de acuerdo con la fórmula anterior y expresa el grado de desviación con respecto a una órbita circular.

Otros

En el lenguaje común se utiliza el concepto de excentricidad para referirse al comportamiento inusual o extraño de una persona. Categoría:Matemáticas Categoría:Astronomía

Período orbital

El período orbital es el tiempo que tarda un planeta o un satélite (u otro objeto) en completar su órbita. Cuando se trata de objetos que orbitan alrededor del Sol existen dos tipos de períodos orbitales:
- El período sidéreo es el tiempo que tarda el objeto en dar una vuelta completa alrededor del Sol, respecto de las estrellas. Éste se considera el auténtico período orbital del objeto.
- El período sinódico es el tiempo que tarda el objeto en volver a aparecer en el mismo punto del cielo respecto del Sol, cuando se observa desde la Tierra. Éste es el tiempo que transcurre entre dos conjunciones sucesivas con el Sol, y es el período orbital aparente. El período sinódico y el período sidéreo difieren ya que la Tierra, a su vez, da vueltas alrededor del Sol.

Relación entre el período sidéreo y el período sinódico

Copérnico desarrolló una fórmula matemática para relacionar los períodos sidéreo y sinódico de un planeta. En adelante se emplearán los símbolos siguientes: :P = período sidéreo del planeta :S = período sinódico del planeta :T = período sidéreo de la Tierra A lo largo del tiempo S, la Tierra recorre un ángulo de (360º/T)S (supóngase una órbita completamente circular) y el planeta se mueve (360º/P)S. Consideremos el caso de un planeta interior, es decir, un planeta que tarda menos que la Tierra en dar una vuelta al Sol. :(360º)/P)S = (360º/T)S + 360º Usando el álgebra obtenemos :1/P = 1/T + 1/S Para un planeta exterior, se procede de forma análoga: :1/P = 1/T - 1/S Categoría:Astronomía

1 E7 s

Para ayudar a comparar órdenes de magnitud de diferentes medidas de tiempo, esta página lista medidas entre 116 días y 1157 días o 3,2 años (10⁷ segundos y 10⁸ segundos).
- 1 E6 s
- 10 megasegundos = 114,556 días
- 128,6 días -- vida media del tulio-170
- 224,701 días -- una órbita de Venus
- 271,79 días -- vida media del cobalto-57
- 280 días -- peiodo promedio de gestación humana = ~24 millones de segundos
- 330 días -- vida media del vanadio-49
- 333,5 días -- vida media del californio-248
- 353, 354 o 355 días -- lo que dura un año en los calendarios lunisolares
- 354,37 días -- 12 meses lunares - lo que dura un año en un calendario lunar
- 365 días - lo que dura un año en varios calendario solar - ~31,53 millones de segundos
- 365,2425 días - lo que dura en promedio un año en un calendario Gregoriano
- 365,25 días - lo que dura en promedio un año en un calendario Juliano
- 373,59 días -- Vida media del rutenio-106
- 396,1 días -- Vida media del neptunio-235
- 462,6 días -- Vida media del cadmio-109
- 1,88 años -- una órbita de Marte
- 1,92 años -- vida media del tulio-171
- 100 megasegundos = 3,2 años
- 1 E8 s Categoría: Órdenes de magnitud (tiempo) ja:1 E7 s ko:1 E7 s

Período orbital

Relación entre el período sidéreo y el período sinódico

Inclinación

Del latín inclinatĭo, -ōnis. Acción y efecto de inclinar o inclinarse. Propensión a algo como consecuencia de una ideología y/o sentimiento afectivo. Reverencia que se hace con la cabeza o el cuerpo, como manifestación de respeto o veneración hacia una persona.
- En geometría, se refiere al ángulo que una línea o una superficie forma con respecto a otra línea o superficie de referencia.
- En Astronomía, la inclinación que presenta el eje de rotación de un cuerpo celeste, con respecto al plano de la eclíptica se denomina inclinación axial.

Diámetro

"Un diámetro de un círculo es una recta cualquiera que pasa por el centro y que acaba en ambas direcciones en la circunferencia del círculo; esta línea recta también divide el círculo en dos partes iguales" Esta definición fue dada por Euclides de Alejandría en sus Elementos, libro I, definición 17. La relación entre la longitud de la circunferencia y su diámetro es una constante que se conoce como π, y vale alrededor de 3,14. En una circunferencia común el diámetro equivale a dos veces su radio. La relación con su perímetro es 2πr donde r es el radio de la circunferencia. El concepto de diámetro es análogo para las esferas.

Símbolo de diámetro

El símbolo o variable para el diámetro es similar en tamaño y diseño a ø. Unicode ofrece el carácter 8960 (hexadecimal 2300) para el símbolo, el cual puede ser codificado en páginas web HTML como ⌀ o ⌀. Sin embargo, una adecuada presentación de dicho carácter es improbable en casi todas las situaciones ya que la mayoría de tipos de letra no lo tienen incluido. (El navegador muestra ⌀ y ⌀ en el tipo de letra actual). Casi siempre ø es aceptable, obtenido en Windows presionando la tecla [Alt] mientras se ingresa 0 2 4 8 en el teclado numérico. Es importante no confundir el símbolo de diámetro (ø) con el símbolo de conjunto vacío, similar pero en mayúsculas (Ø). El diámetro es a veces llamado también phi (pronunciado "fi"), aunque esto parece provenir del hecho que Ø y ø se parecen a Φ y φ, la letra phi en el alfabeto griego. Véase también: diámetro angular, diámetro hidráulico Categoría:Geometría ja:径

Línea del Ecuador

El ecuador es una línea imaginaria dibujada alrededor de un planeta, a la mitad exacta de los polos. El ecuador divide la superficie entre el Hemisferio Norte y el Hemisferio Sur. La latitud del ecuador es, por definición, de 0º. El ecuador de la Tierra mide 40.070 km.

Ecuador terráqueo

En el ecuador, el Sol se encuentra directamente perpendicular al medio día en los días de equinoccio. En la tierra, cada día tiene 24 horas. De noche, todas las estrellas parecen trazar una media luna entre el punto más austral y el más septentrional del horizonte. La palabra "ecuador" significa "línea de la igualdad"; se le llama así porque las estrellas de esta línea pasan el mismo tiempo encima del horizonte que debajo. Lo mismo le pasa al sol cuando pisa esta línea, cosa que sucede dos veces al año, en los equinoccios. Entre los equinoccios de marzo y septiembre, las latitudes norte de la tierra están inclinadas hacia el sol, en un punto conocido como el Trópico de Cáncer, el punto más septentrional en el que el sol puede estar directamente perpendicular. El punto más austral es conocido como Trópico de Capricornio. Las estaciones en los trópicos y en el ecuador difieren significantivamente de las estaciones en las zonas temperadas o polares. En muchas regiones tropicales, la gente identifica únicamente dos estaciones, lluvias y sequía, pero la mayoría de lugares cercanos al ecuador son lluviosos durante todo el año. Sin embargo, las estaciones pueden variar dependiendo de una variedad de factores incluyendo la elevación y la proximidad al océano. Algunos meteorólogos definen el clima de un lugar como "ecuatorial", en vez de "tropical", si la diferencia entre las temperaturas normales de los meses mas cálidos y mas fríos es de 5º C o menos. La superficie de la Tierra en el ecuador es mayormente océano. Los países que son cruzados por el ecuador son:
- Santo Tomé y Príncipe - pasando a través de Ilhéu das Rolas, una pequeña isla de ese archipiélago.
- Gabón
- República del Congo
- República Democrática del Congo
- Uganda
- Kenya
- Somalia
- Maldivas
- Indonesia
- Sulawesi
- Sumatra
- Pulau Lingga, una pequeña isla cerca de Sumatra
- Borneo
- Halmahera, asi como otras mas pequeñas de las islas del archipelago de las Moluccas
- Kiribati
- Atolon de las Islas Gilbert
- Atolon de las Islas Fénix
- Atolon de las Islas de la Línea
- Ecuador - pasando por la Isla Isabela de las Islas Galápagos y la parte continental.
- Colombia
- Brasil category:astronomía Category:Cartografía Categoría:Geografía ja:赤道 ms:Garisan Khatulistiwa th:เส้นศูนย์สูตร zh-min-nan:Chhiah-tō

Área

Área es:
- Sinónimo de superficie
- Unidad de superficie: ver área (unidad de superficie)
- En biogeografía, área es la superficie geográfica concreta en la que se registra la presencia de una especie u otro taxón

Unidades

Las unidades para medir el área de una superficie incluyen: :área = 100 metros cuadrados :hectárea o hectómetro = 10,000 metros cuadrados :kilómetro cuadrado = 1,000,000 metros cuadrados :megametros cuadrados = 10¹² metros cuadrados

Formulas

- Área de un cuadrado o un rectángulo: Alto × ancho
- Área de un triángulo: 1/2base × Altura
- Área de un círculo: π×r²
- Área de una Esfera: 4π×r²

Kilómetro cuadrado

Superficie que ocupa un cuadrado de un kilómetro de lado. Equivale a un millón de metros cuadrados. :1 km² = 10⁶ m² = 1.000.000 m² = 100 hectáreas El Kilómetro cuadrado se utiliza para medir el área de una nación y todas sus divisiones territoriales y todo tipo de superficies de gran tamaño.

Véase también

- Unidades de superficie ja:平方キロメートル categoría:Unidades de superficie

Kg

El kilogramo es la unidad de masa del Sistema Internacional de Unidades y su patrón, que se conserva en la Oficina Internacional de Pesos y Medidas (París), está definido en el artículo unidad básica del SI (Un kilogramo se define como la masa que tiene un cilindro compuesto de una aleación de platino-iridio que se guarda en la Oficina Internacional de Pesos y Medidas en Sevres, cerca de París. Actualmente es la única que se define por un objeto patrón). Su símbolo es kg. La primera definición especificaba que era la masa de un decímetro cúbico (un litro) de agua destilada a una atmósfera de presión y 3.98 ºC, una temperatura singular dado que es en la que el agua tiene la mayor densidad a presión atmosférica normal. Un kilogramo equivale a 1000 gramos pero, dado que en el SI es la unidad fundamental de masa, no debe ser considerado derivado del gramo. También es común que se utilice la voz como unidad de peso, aunque debiera hacerse bajo el nombre de kilogramo-fuerza. El kilogramo-fuerza se corresponde, aproximadamente, con el peso de una masa de 1 kilogramo situada en la superficie terrestre, a nivel del mar. La definición sólo es correcta en la Tierra, por cuanto interviene el valor de la gravedad. Categoría:Unidad básica del SI category:Unidades de masa ja:キログラム ko:킬로그램 simple:Kilogram th:กิโลกรัม zh-min-nan:Kong-kin

Gravedad

La gravedad es la fuerza de atracción mutua que experimentan dos objetos con masa. Se trata de una de las cuatro fuerzas fundamentales observadas hasta el momento y está presente de manera cotidiana, bajo el nombre de peso. La interacción gravitatoria es la responsable de los movimientos a gran escala en todo el Universo, ya que es la que hace que los planetas sigan órbitas predeterminadas alrededor del Sol. Isaac Newton fue la primera persona en darse cuenta de que la fuerza que hace que los objetos caigan con aceleración constante en la Tierra y la fuerza que mantiene en movimiento los planetas y las estrellas era la misma, y a él se debe la primera teoría general de la gravitación, expuesta en su obra Philosophiae Naturalis Principia Mathematica.

Ley de la Gravitación Universal de Newton

La Ley de la Gravitación Universal de Newton establece que la fuerza de atracción mutua entre dos objetos con masa es directamente proporcional al producto de las masas de cada uno, e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa: :

F = G \frac

donde G es la Constante de gravitación universal, siendo su valor 6,67 × 10^-11 Nm²/kg²

Aceleración de la gravedad

Según las leyes de Newton, toda fuerza ejercida sobre un cuerpo imprime a éste una aceleración. En presencia de un campo gravitatorio todo cuerpo se ve sometido a la fuerza de la gravedad, y la aceleración que esta fuerza imprime se conoce como aceleración de la gravedad y se representa por la letra g. De este modo, todo cuerpo que se somete a la libre influencia del campo gravitatorio (es decir, sin otras fuerzas que interfieran, como el rozamiento) caerá con velocidad creciente. El valor de g depende de la fuerza gravitatoria en cada punto del campo, y coincide con la intensidad del campo gravitatorio en dicho punto. En la superficie de la Tierra g tiene un valor de 9,8 m/seg2. Este valor de g es considerado como el valor de referencia, y así se habla de naves o vehículos que aceleran a varios g. En virtud del principio de equivalencia, un cuerpo bajo una aceleración dada sufre los mismos efectos que si estuviese sometido a un campo gravitatorio cuya aceleración gravitatoria fuese la misma. Antes de Galileo Galilei se creía que un cuerpo pesado cae más de prisa que otro de menos peso. Galileo subió a la Torre inclinada de Pisa y arrojó dos objetos de masa diferente para demostrar que el tiempo de caída libre era, virtualmente, el mismo para ambos.

Variación de la gravedad en la Tierra

La gravedad es máxima en la superficie. Disminuye al alejarse del planeta, por aumentar la distancia r entre las masas implicadas. Sin embargo, también disminuye al adentrarse en el interior de la Tierra, ya que cada vez una porción mayor de planeta queda por "encima", y cada vez es menos la masa que queda por "debajo". En el centro de la Tierra, hay una enorme presión por el peso de todo el planeta, pero la gravedad es nula, como en el espacio exterior. Así mismo aumenta con la latitud debido a dos efectos. El achatamiento de la tierra en los polos hace que la distancia r se reduzca a medida que nos acercamos a ellos. Además la velocidad de rotación terrestre genera una aceleración centrífuga que es máxima en el ecuador y nula en los polos. Los valores de g en el ecuador y en los polos son respectivamente: :g_ec = 9,7303 m/s² :g_polo = 9,8322 m/s²

Teoría gravitacional de Einstein

Einstein revisó la teoría newtoniana, describiendo la gravedad como una deformación de la geometría del espacio-tiempo en su Relatividad general. Las teorías actuales, apuntan a una "unidad de medida de la gravedad" (el gravitón), como partícula que ejerce dicha fuerza.

La gravedad como fuerza fundamental

La gravedad es una de las cuatro fuerzas fundamentales de la Naturaleza, junto con el electromagnetismo, la interacción nuclear fuerte y la interacción nuclear débil. A diferencia de las interacciones nucleares (y a semejanza del electromagnetismo), actúa a grandes distancias. Sin embargo, al contrario que el electromagnetismo, la gravedad siempre es acumulativa. Este es el motivo de que la gravedad sea la fuerza más importante a la hora de explicar los movimientos celestes.

La gravedad en la teoría cuántica

La gravedad aparece como fuerza fundamental que liga a todas las partículas con masa con otras a través de otra partícula, un bosón transmisor del campo gravitatorio denominado gravitón. La unificación de la fuerza gravitatoria con las otras fuerzas fundamentales sigue resistiéndose a los físicos. La aparición en el universo de materia oscura o una aceleración de la expansión del universo hace pensar que todavía falta una teoría satisfactoria de las interacciones gravitatorias completas de las partículas con masa.

Véase también

- Teoría de supercuerdas
- Gravedad escalar -------------- Gravedad: en Medicina, es la escala de importancia de una enfermedad. categoría:Física Categoría:Mecánica celeste ja:重力

Inclinación axial

En Astronomía se denomina oblicuidad de la eclíptica a la inclinación que presenta el eje de rotación de la Tierra con respecto a la normal al plano de la eclíptica. También es el ángulo que forma el plano del ecuador terrestre con el plano de la Eclíptica. Vale 23,5 º, aunque no es constante debido al movimiento terrestre denominado nutación. Fue medido por primera vez por Eratóstenes. Debido a esta inclinación es que se producen las estaciones. Ambos planos, del Ecuador y la Eclíptica, se cortan en el Punto Aries. Cuando el Sol está allí se produce el inicio de la primavera en el Hemisferio Norte y el inicio del otoño en el Hemisferio Sur.

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Plano de la eclíptica e inclinación del plano del ecuador terrestre respecto a ella.

Para los demás planetas el ángulo que forman el plano del ecuador y el plano de la órbita se llama inclinación del eje y es el reponsable de las estaciones en dichos planetas. El caso sobresaliente es Marte donde la inclinación (25,19 º) es muy parecida a la Tierra y como el año es el doble de largo provoca estaciones también el doble de largas que en la Tierra. El corte de ambos planos señala el Punto Vernal del planeta o el inicio de la primavera en el hemisferio norte marciano. Titán también parece tener estaciones. Categoría: Astronomía

Velocidad de escape

La velocidad de escape es aquella que necesita cualquier cuerpo, incluida la luz, para escapar de la atracción gravitatoria de la Tierra o cualquier otro objeto de una gran masa; y desplazarse en el espacio siguiendo una trayectoria hiperbólica y conseguir una órbita heliocéntrica. La velocidad de escape en la superfície de la Tierra es de 40.320 km/h, lo que equivale a 11,2 km/s. A velocidades inferiores el vehículo espacial se convertiría en un satélite artificial en órbita elíptica alrededor del objeto que lo atraiga. Para calcular la velocidad de escape, se usa la siguiente fórmula:

Ve = \sqrt

en la cual: Ve = Velocidad de Escape. G = Constante de Gravitación Universal (6,672 x 10^-11 N m²/kg²). M = Masa del cuerpo celeste (planeta, satélite o estrella). R = Radio del cuerpo celeste. Categoría: Astronáutica ja:宇宙速度

Kelvin

El kelvin es una unidad de temperatura creada por Lord Kelvin sobre la base de la escala centígrada, estableciendo el punto cero en el cero absoluto (-273,15°C) y conservando la misma dimensión para los grados. El kelvin es la unidad de temperatura en el Sistema Internacional de Unidades, correspondiente a una fracción de 1/273,16 partes de la temperatura del punto triple del agua. Se representa con la letra K. Coincidiendo el incremento en un grado Celsius con el de un kelvin, su importancia radica en el 0 de la escala: A la temperatura de 0 K se la denomina cero absoluto y corresponde al punto en el que las moléculas y átomos de un sistema tienen la mínima energía térmica posible. Ningún sistema macroscópico puede tener una temperatura inferior. A la temperatura medida en kelvin se le llama "temperatura absoluta", y es la escala de temperaturas que se usa en ciencia, especialmente en trabajos de física o química.

Factores de conversión

La escala Celsius se define hoy en día en función del kelvin, siendo 0 ºC equivalentes a 273,15 K.
- kelvin a grados Celsius
- :

\mathrm = \mathrm - 273.15

Temperatura y energía

En un sistema termodinámico, la energía contenida por las partículas es proporcional a la temperatura absoluta, siendo la constante de proporcionalidad la de Boltzmann. Por eso es posible determinar la temperatura de unas partículas con una determinada energía, o calcular la energía de unas partículas a una determinada temperatura:
- electronvoltios a kelvins :

\mathrm = \mathrm \times 11,\!605

- kelvins a electronvoltios :

\mathrm = \frac

Enlaces externos

- [http://www.bipm.org/en/si/base_units/kelvin.html Folleto del BIPM sobre el kelvin] Categoría:Unidad básica del SI category:Unidad de temperatura Categoría:Fotografía ja:ケルビン ko:켈빈 simple:Kelvin th:เคลวิน

Atmósfera

Por otros significados véase Atmósfera (desambiguación). La palabra atmósfera (del griego ἀτμός, vapor, aire, y σφαῖρα, esfera) denomina al conjunto de estratos gaseosos que rodean un planeta como, por ejemplo, la Tierra.

Véase también

- Atmósfera terrestre
- Presión atmosférica Categoría:Meteorología Categoría:Atmósfera

Presión atmosférica

La presión atmosférica es la presión del aire sobre la superficie terrestre. Además es un Factor abiótico. La atmósfera tiene una presión media de 1013 milibares (o hectopascales) al nivel del mar. Cuando el aire está frío éste desciende, haciendo aumentar la presión y provocando estabilidad. Se forma, entonces, un anticiclón térmico. Cuando el aire está caliente asciende, haciendo bajar la presión y provocando inestabilidad. Se forma, entonces un ciclón, o borrasca térmica. Además, el aire frío y el cálido tienden a no mezclarse, debido a la diferencia de densidad, y cuando se encuentran en superficie el aire frío empuja hacia arriba al aire caliente provocando un descenso de la presión e inestabilidad, por causas dinámicas. Se forma, entonces un ciclón, o borrasca dinámica. Esta zona de contacto es la que se conoce como frente. Cuando el aire frío y el cálido se encuentran en altura descienden en convergencia dinámica, haciendo aumentar la presión y provocando estabilidad, y el consiguiente aumento de la temperatura. Se forma, entonces un anticiclón dinámico. Enlaces relacionados: Meteorología, Manoscopio

Historia

Los filósofos de la antigüedad, lejos de sospechar el peso del aire, lo consideraban como un cuerpo que por su naturaleza tendía a elevarse; explicándose la ascesión de los líquidos en las bombas por el fuga vacui, horror al vacío, que tiene la naturaleza. Cuando los jardineros de Florencia quisieron elevar el agua con una bomba de hélice, apreciaron que no podían superar la altura de 32 pies (casi 11 m). Consultado Galileo, determinó éste que el horror de la naturaleza al vacío se limitaba con una fuerza equivalente al peso de 32 pies de agua (lo que viene a ser 1 atm de presión), y denominó a dicha altura altezza limitatíssima. En 1643, Torricelli tomó un tubo de vidrio de aproximadamente un metro de longitud y lo llenó de plata viva (mercurio). Manteniendo el tubo cerrado con un dedo, lo invirtió e introdujo en una vasija con mercurio. Al retirar el dedo comprobó que el metal descendía hasta formar una columna cuya altura era 14 veces menor que la que se obtenía al realizar el experimento con agua. Como sabía que el mercurio era 14 veces más pesado que el agua, dedujo que ambas columas de líquido estaban soportadas por igual contrapeso, sospechando que sólo el aire era capaz de realizar dicha fuerza. A la prematura muerte de Torricelli, llegaron sus experimentos a oídos de Pascal, a través del Padre Mersenne que los dio a conocer en París. Aunque aceptando inicialmente la teoría del horror al vacío, no tardó Pascal en cambiar de idea al observar los resultados de los experimentos que realizó. Empleando un tubo encorvado y usándolo de forma que la atmósfera no tuviera ninguna influencia sobre el líquido, observó que las columnas llegaban al mismo nivel. Sin embargo, cuando permitía la acción de la atmósfera, el nivel variaba. Estos resultados le indujeron a abordar el experimento definitivo, consistente en transportar el barómetro a distintas altitudes y comprobar si era realmente el peso del aire el que determinaba la ascensión del líquido en el tubo. Al escribir a Perier, uno de sus parientes, el 15 de noviembre de 1647 acerca del experimento proyectado, decía: :Si sucede que la altura de la plata viva es menor en lo alto de la montaña, que abajo, se deducirá necesariamente que la gravedad y presión del aire es la única causa de esta suspensión de la plata viva, y no el horror al vacío, porque es verdad que hay mucho más aire que pese al pie de la montaña que en su vértice. El 19 de septiembre de 1648, Pelier cumplió el deseo de su cuñado, y realizó el experimento ascendiendo a la cima del Puy-de-Dôme. Comparando la medida realizada en la cima, situada a un altura de 500 toesas (cerca de 1000 m), con la de base, tomada por el padre Chastin, hallaron una diferencia de tres lineas y media entre ambas. La idea del horror vacui quedó definitivamente abandonaba; el aire pesaba. Sin dudar del mérito de la realización del experimento, fue sin embargo Descartes quien, en carta escrita en 1631, 12 años antes del experimento de Torricelli, afirmaba ya que "El aire es pesado, se le puede comparar a un vasto mantón de lana que envuelve la Tierra hasta más allá de las nubes; el peso de esta lana comprime la superficie del mercurio en la cuba, impidiendo que descienda la columna mercurial ..." Fue sin embargo a raíz de la demostración en 1654 por parte del burgomaestre e inventor Otón de Guericke que con su hemisferio de Magdeburgo cautivó al público y a otros personajes ilustres de la época a expandir y entender el concepto de presión atmosférica categoría:Atmósfera ja:気圧 ko:대기압

Dióxido de carbono

El dióxido de carbono, también denominado bióxido de carbono, óxido de carbono (IV) y anhídrido carbónico, es un gas cuyas moléculas están compuestas por dos átomos de oxígeno y uno de carbono. Su fórmula química es CO₂. Muchos seres vivos al respirar toman oxígeno de la atmósfera y devuelven dióxido de carbono. Es una molécula lineal y apolar. El dióxido de carbono es uno de los gases de efecto invernadero que contribuye a que la Tierra tenga una temperatura habitable, siempre y cuando se mantenga en unas cantidades determinadas. Sin dióxido de carbono, la Tierra sería un bloque de hielo. Por otro lado, un exceso impide la salida de calor al espacio y provoca un calentamiento excesivo del planeta, fenómeno conocido como efecto invernadero. En los últimos años la cantidad de dióxido de carbono ha aumentado mucho y eso contribuye al calentamiento global del planeta.

Propiedades

Propiedades físicas

Tiene algunas características peculiares, pues carece de fase líquida a la presión atmosférica normal; el sólido sublima directamente a la fase gaseosa. Para obtener la fase líquida a la temperatura ambiente es necesario aplicar una presión de 6,7 MPa (67 veces la presión atmosférica normal).

Propiedades químicas

Aplicaciones

Alimentación

Se utiliza en bebidas carbonatadas para darles efervescencia.

Ingeniería

Se utiliza como agente extintor eliminado el oxígeno para el fuego. También en refrigeración como una clase líquido refrigerante en máquinas frigoríficas o congelado como hielo seco. Otro uso que está incrementándose es su empleo como agente extractante cuando se encuentra en condiciones supercríticas dada su escasa o nula presencia de residuos en los extractos. Este uso actualmente se reduce a la obtención de alcaloides como la cafeína y determinados pigmentos, pero una pequeña revisión por revistas científicas puede dar una visión del enorme potencial que este agente de extracción presenta, ya que permite realizar extracciones en medios anóxidos lo que permite obtener productos de alto potencial antioxidante.

Agricultura

Por su papel en el crecimiento de las plantas, a veces se utiliza como abono. Es más comun en acuarios.

Véase también

- Efecto invernadero

Enlaces externos

- [http://www.mtas.es/insht/ipcsnspn/nspn0021.htm Ficha internacional de seguridad química del dióxido de carbono] Categoría:Medio ambiente Carbono, dióxido ja:二酸化炭素 ko:이산화 탄소 ms:Karbon dioksida simple:Carbon dioxide th:คาร์บอนไดออกไซด์

Nitrógeno

Elemento químico de número atómico 7, con símbolo N, también llamado ázoe —antiguamente se usó también Az como símbolo del nitrógeno— y que en condiciones normales forma un gas diatómico que constituye del orden del 78% del aire atmosférico.

Características principales

Es un gas inerte, [[no metal]], incoloro, inodoro e insípido que constituye aproximadamente las cuatro quintas partes del [[aire atmosférico, si bien no interviene en la combustión ni en la respiración. Tiene una elevada electronegatividad (3 en la escala de Pauling) y 5 electrones en el nivel más externo comportándose como trivalente en la mayoría de los compuestos que forma. Condensa a 77 K y solidifica a 63 K empleándose comúnmente en aplicaciones criogénicas.

Aplicaciones

La más importante aplicación comercial del nitrógeno es la obtención de amoníaco por el proceso de Haber. El amoníaco se emplea con posterioridad en la fabricación de fertilizantes y ácido nítrico. También se usa, por su baja reactividad, como atmósfera inerte en tanques de almacenamiento de líquidos explosivos, durante la fabricación de componentes electrónicos (transistores, diodos, circuitos integrados, etc.) y en la fabricación del acero inoxidable. El nitrógeno líquido, producido por destilación del aire líquido, se usa en criogenia, ya que a presión atmosférica condensa a -195,8 ºC; aplicación importante es también la de refrigerante, para la congelación y el transporte de comida y la conservación de cuerpos y células reproductivas (semen y óvulos) o cualesquiera otras muestras biológicas. Las sales del ácido nítrico incluyen importantes compuestos como el nitrato de potasio (nitro o salitre empleado en la fabricación de pólvora) y el nitrato de amonio fertilizante. Los compuestos orgánicos de nitrógeno como la nitroglicerina y el trinitrotolueno son a menudo explosivos. La hidracina y sus derivados se usan como combustible en cohetes.

Historia

El nitrógeno (del latín nitrum y éste del griego νίτρον, nitro, y -geno, de la raíz griega γεν generar) se considera que fue descubierto formalmente por Daniel Rutherford en 1772 al dar a conocer algunas de sus propiedades, sin embargo, por la misma época también se dedicaron a su estudio Scheele que lo aisló, Cavendish, y Priestley. El nitrógeno es una gas tan inerte que Lavoisier se refería a él como azote (ázoe) que significa sin vida. Se clasificó entre los gases permanentes, sobre todo desde que Faraday no consiguiera verlo líquido a 50 atm y -110ºC, hasta los experimentos de Pictet y Cailletet que en 1877 consiguieron licuarlo. Los compuestos de nitrógeno ya se conocían en la Edad Media; así, los alquimistas llamaban aqua fortis al ácido nítrico y aqua regia a la mezcla de ácido nítrico y clorhídrico, conocida por su capacidad de disolver el oro.

Abundancia y obtención

El nitrógeno es el componente principal de la atmósfera terrestre (78,1% en volumen) y se obtiene para usos industriales de la destilación del aire líquido. Está presente también en los restos de animales, por ejemplo el guano, usualmente en la forma de urea, ácido úrico y compuestos de ambos. Se han observado compuestos que contienen nitrógeno en el espacio exterior y el isótopo Nitrógeno-14 se crea en los procesos de fusión nuclear de las estrellas.

Compuestos

Con el hidrógeno forma el amoníaco (NH₃) la hidracina (N₂H₄) y el aziduro de hidrógeno (N₃H) también conocido como azida de hidrógeno o ácido hidrazoico. El amoníaco líquido —anfótero como el agua— actúa como una base en una disolución acuosa formando iones amonio (NH₄⁺) y se comporta como un ácido en ausencia de agua cediendo un protón a una base y dando lugar al anión amida (NH₂^-). También se conocen largas cadenas y compuestos cíclicos de nitrógeno, pero son muy inestables. Con el oxígeno forma varios óxidos como el nitroso (N₂O) o gas de la risa, el óxido nítrico (NO) y el dióxido de nitrógeno (NO₂), estos dos últimos se conocen conjuntamente como NO_x y son producto de procesos de combustión contribuyendo a la aparición de episodios contaminantes de smog fotoquímico. Otros óxidos son el trióxido de dinitrógeno (N₂O₃) y el pentóxido de dinitrógeno (N₂O₅), ambos muy inestables y explosivos y cuyos ácidos respectivos son el ácido nitroso (HNO₂) y el ácido nítrico (HNO₃) que forman, a su vez, nitritos y nitratos.

Rol biológico

El nitrógeno es componente esencial de los aminoácidos y los ácidos nucleicos, vitales para la vida. Las legumbres son capaces de absorber el nitrógeno directamente del aire, siendo éste transformado en amoníaco y luego en nitrato por bacterias que viven en sombiosis con la planta en sus raíces. El nitrato es posteriormente utilizado por la planta para formar el grupo amino de los aminoácido de las proteínas que finalmente se incorporan a la cadena trófica (veáse ciclo del nitrógeno).

Isótopos

Existen dos isótopos estables del nitrógeno, N-14 y N-15, siendo el primero —que se produce en el ciclo carbono-nitrógeno de las estrellas— el más común sin lugar a dudas (99,634%). De los diez isótopos que se han sintetizado uno tiene una vida media de nueve minutos y el resto de segundos o menos. Las reacciones biológicas de nitrificación y desnitrificación influyen de manera determinante en la dinámica del nitrógeno en el suelo, casi siempre produciendo un enriquecimiento en N-15 del sustrato.

Precauciones

Los fertilizantes nitrogenados son una importante fuente de contaminación del suelo y de las aguas. Los compuesto que contienen ión cianuro forman sales extremadamente tóxicas y son mortales para numerosos animales, entre ellos los mamíferos.

Referencias Externas

- [http://enciclopedia.us.es/index.php/Nitrógeno Enciclopedia Libre]
- [http://www.webelements.com/webelements/elements/text/N/index.html WebElements.com - Nitrógeno]
- [http://environmentalchemistry.com/yogi/periodic/N.html EnvironmentalChemistry.com - Nitrógeno]
- [http://education.jlab.org/itselemental/ele007.html It's Elemental - Nitrógeno]
- [http://www.sunysccc.edu/academic/mst/ptable/n.html Schenectady County Community College - Nitrógeno]
- [http://www.mtas.es/insht/ipcsnspn/nspn1198.htm Instituto Nacional de Seguridad e Higiene en el Trabajo de España]: Ficha internacional de seguridad química del nitrógeno licuado. Categoría: Elementos químicos ja:窒素 ko:질소 simple:Nitrogen th:ไนโตรเจน

Dióxido de azufre

Propiedades
General
Nombre	Dióxido de azufre
Fórmula química	S O₂
Apariencia	gas incoloro
Físicas
Peso molecular	64.1 uma
Punto de fusión	198 K (-75 °C)
Punto de ebullición	263 K (-10 °C)
Densidad	1,4 ×10³ kg/m³ (líquido)
Solubilidad	9,4 g en 100g de agua
Termoquímica
Δ_fH⁰_gas	-296,84 kJ/mol
Δ_fH⁰_líquido	? kJ/mol
Δ_fH⁰_sólido	? kJ/mol
S⁰_{gas, 1 bar}	248,21 J·mol^-1·K^-1
S⁰_{líquido, 1 bar}	? J·mol^-1·K^-1
S⁰_sólido	? J·mol^-1·K^-1
Riesgos
Ingestión	Relativamente poco tóxico, puede causar náuseas, vómitos y esterilidad. Sin datos para exposición a largo plazo.
Inhalación	Irritación extrema.
Piel	Riesgoso comprimido y criogénico.
Ojos	Riesgoso comprimido y criogénico.
Más información	[http://ull.chemistry.uakron.edu/erd/chemicals/8/7111.html Hazardous Chemical Database (En inglés)]
Exenciones y referencias

El dióxido de azufre cuya fórmula es S O₂ es un gas incoloro con un característico olor asfixiante. Se trata de una sustancia reductora que con el tiempo y en contacto con el aire y la humedad se convierte en trióxido de azufre. La velocidad de esta reacción en condiciones normales es baja. En agua se disuelve formando una diolución ácida. Puede ser concebido como el anhidruro de un hipotético ácido sulfuroso H_{2_{SO_{3_{. Esto - en analogía a lo que pasa con el ácido carbónico - es inestable en disoluciones ácidas pero forma sales, los sulfitos y bisulfitos.
El dióxido de azufre es un intermedio importante en la producción del ácido sulfúrico. Se forma en la combustión de azufre elemental o sulfuros (p. ej. la pirita FeS_{2_{, la wurzita o la blenda (ambos ZnS), la galena PbS, etc.) Luego es oxidado en una segunda}}}}}}