Periodo de traslacion de venus

venus

ResumenEl Mecanismo de Anticitera, una antigua calculadora astronómica griega, ha desafiado a los investigadores desde su descubrimiento en 1901. Dividido en 82 fragmentos, sólo sobrevive un tercio del original, incluidas 30 ruedas dentadas de bronce corroídas. En 2005, la tomografía computarizada de rayos X (TAC) descifró la estructura de la parte trasera de la máquina, pero la parte delantera quedó en gran medida sin resolver. La TC de rayos X también reveló inscripciones que describían los movimientos del Sol, la Luna y los cinco planetas conocidos en la antigüedad y cómo se mostraban en la parte delantera como un antiguo cosmos griego. Las inscripciones que especifican complejos periodos planetarios obligaron a pensar de nuevo en la mecanización de este Cosmos, pero ninguna reconstrucción anterior se ha acercado a los datos. Nuestros descubrimientos conducen a un nuevo modelo que satisface y explica las pruebas. La resolución de este complejo rompecabezas en 3D revela una creación del genio que combina ciclos de la astronomía babilónica, las matemáticas de la Academia de Platón y las antiguas teorías astronómicas griegas.

saturno

El tránsito de Venus por el Sol tiene lugar cuando el planeta Venus pasa directamente entre el Sol y un planeta superior, haciéndose visible contra el disco solar (y, por tanto, oscureciendo una pequeña porción del mismo). Durante un tránsito, Venus puede verse desde la Tierra como un pequeño punto negro moviéndose a través de la cara del Sol. La duración de estos tránsitos suele ser de varias horas (el tránsito de 2012 duró 6 horas y 40 minutos). Un tránsito es similar a un eclipse solar de Luna. Aunque el diámetro de Venus es más de tres veces mayor que el de la Luna, Venus parece más pequeño y se desplaza más lentamente por la cara del Sol, porque está mucho más lejos de la Tierra.

Los tránsitos de Venus se encuentran entre los fenómenos astronómicos más raros y predecibles[1]. Se producen en un patrón que generalmente se repite cada 243 años, con pares de tránsitos con ocho años de diferencia separados por largos intervalos de 121,5 años y 105,5 años. La periodicidad es un reflejo del hecho de que los periodos orbitales de la Tierra y Venus se acercan a las conmensurabilidades 8:13 y 243:395.[2][3]

cuándo se descubrió venus

Nuestro conocimiento de los fenómenos de dispersión atmosférica ha aumentado gracias a los desarrollos combinados de nuevos instrumentos electro-ópticos, soluciones teóricas para modelos complejos de atmósferas y grandes ordenadores que permiten el cálculo de dichas soluciones. Los satélites terrestres permiten realizar observaciones externas de nuestra atmósfera en todo el planeta, mientras que las naves espaciales permiten realizar mediciones detalladas de la dispersión en otras atmósferas planetarias. Algunos resultados recientes son: la aclaración de los efectos de la absorción del ozono y la dispersión de los aerosoles a gran altura sobre los colores crepusculares y la polarización; la identificación de un arco de nubes en Venus y la consiguiente deducción de la forma de las partículas de las nubes, la distribución de su tamaño y el índice de refracción; y la interpretación de la dispersión Rayleigh en Júpiter en términos de topografía de las nubes.

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marte

Venus Venus en luz visible y ultravioleta (desde el Mariner 10). La superficie está completamente oculta por las nubes. DesignacionesPronunciación/ˈviːnəs/ (escuchar)AdjetivosVenusiano /vəˈnjuːziən, -ʒən/, [1] raramente citeriano /sɪθəˈriːən/[2] o venereano /vəˈnɪəriən/[3]Características orbitales[5][7]Época J2000Aphelion

Velocidad de escape10,36 km/s (6,44 mi/s)[10]Período de rotación-116,75 d (sinódico; día solar; retrógrado)[11]Período de rotación sideral-243,0226 d (retrógrado)[12]Velocidad de rotación ecuatorial6,52 km/h (1,81 m/s)Inclinación axial2,64° (para la rotación retrógrada)177,36° (a la órbita)[5][nota 1]Ascensión recta del polo norte

Tasa de dosis absorbida en superficie2,1×10-6 μGy/h[17]Tasa de dosis equivalente en superficie2,2×10-6 μSv/h0,092-22 μSv/h en la zona habitable[17]Magnitud aparente-4,92 a -2,98[16]Diámetro angular9,7″-66,0″[5]Atmósfera[5]Presión en superficie93 bar (9,3 MPa)92 atmComposición en volumen

Venus es el segundo planeta desde el Sol. Lleva el nombre de la diosa romana del amor y la belleza. Al ser el objeto natural más brillante del cielo nocturno de la Tierra después de la Luna, Venus puede proyectar sombras y puede ser, en raras ocasiones, visible a simple vista a plena luz del día[18][19] Venus se encuentra dentro de la órbita de la Tierra, por lo que nunca parece alejarse del Sol, poniéndose por el oeste justo después del atardecer o saliendo por el este un poco antes del amanecer. Venus orbita el Sol cada 224,7 días terrestres[20]. Tiene una duración de día sinódico de 117 días terrestres y un periodo de rotación sideral de 243 días terrestres. En consecuencia, tarda más tiempo en girar sobre su eje que cualquier otro planeta del Sistema Solar, y lo hace en dirección opuesta a todos menos a Urano. Esto significa que el Sol sale por el oeste y se pone por el este[21]. Venus no tiene lunas, distinción que sólo comparte con Mercurio entre los planetas del Sistema Solar[22].