Venus: Perbedaan antara revisi

Venus
	Citra Venus yang diproses melalui dua penyaring. Permukaan Venus tertutup oleh lapisan awan yang tebal.
Penamaan
Pelafalan	/ˈviːnəs/ simakⓘ
Kata sifat bahasa Inggris	Venusian atau (jarang) Cytherean, Venerean
Ciri-ciri orbit
	Epos J2000
Aphelion	108.939.000 km; 0,728 213 SA;
Perihelion	107.477.000 km; 0,718 440 SA;
Sumbu semimayor	108.208.000 km; 0,723 327 AU;
Eksentrisitas	0,0067
Periode orbit	224,701 hari; 0,615 198 tahun; 1,92 hari matahari Venus;
Periode sinodis	583,92 hari
Kecepatan orbit rata-rata	35,02 km/s
Anomali rata-rata	50,115°
Inklinasi	3,394 58° pada jalur ekliptika; 3,86° pada khatulistiwa Matahari; 2,19° pada bidang invariabel;
Bujur node menaik	76,678°
Argumen perihelion	55,186°
satelit yang diketahui	Tidak ada
Ciri-ciri fisik
Jari-jari rata-rata	6.051,8 ± 1,0 km; 0,949 9 Bumi;
Kepepatan	0
Luas permukaan	4,60×108 km2; 0,902 Bumi;
Volume	9,28×1011 km3; 0,866 Bumi;
Massa	4,8676×1024 kg; 0,815 Bumi;
Massa jenis rata-rata	5,243 g/cm3
Gravitasi permukaan	8,87 m/s2; 0,904 g;
Kecepatan lepas	10,36 km/s
Periode rotasi sideris	−243,018 5 hari (maju mundur)
Kecepatan rotasi khatulistiwa	6,52 km/h (1,81 m/s)
Kemiringan sumbu	177,36°
Asensio rekta kutub utara	18 jam 11 menit 2 detik; 272,76°;
Deklinasi kutub utara	67,16°
Albedo	0,67 (Geometrik); 0,90 (Bond);
Magnitudo semu	Paling cerah −4,9 (sabit); −3,8 (penuh);
Diameter sudut	9,7"–66,0"
Atmosfer
Tekanan permukaan	92 bar (9,2 MPa)
Komposisi per volume	~96,5% karbon dioksida; ~3,5% nitrogen; 0,015% sulfur dioksida; 0,007% argon; 0,002% uap air; 0,0017% karbon dioksida; 0,0012% helium; 0,0007% neon; Jejak karbonil sulfida; Jejak hidrogen klorida; Jejak hidrogen florida;

Jelajahi riwayat secara interaktif

← Revisi sebelumnya Revisi selanjutnya →

Konten dihapus Konten ditambahkan

VisualTeks wiki

Sebaris

Revisi per 27 November 2013 23.25

Bintang kejora beralih ke sini. Untuk kegunaan lain dari bintang kejora, lihat Bintang Kejora (film) dan Bendera Papua Barat.

Venus adalah planet terdekat kedua dari Matahari setelah Merkurius. Planet ini mengorbit Matahari selama 224,7 hari Bumi.^[11] Venus tidak memiliki satelit alami dan dinamai dari dewi cinta dan kecantikan dalam mitologi Romawi. Setelah Bulan, planet ini merupakan objek alami tercerah di langit malam, dengan magnitudo tampak Sebesar −4,6 yang cukup cerah untuk menghasilkan bayangan.^[12] Venus merupakan planet inferior dengan elongasi mencapai 47,8°. Kecerahan maksimal planet ini dapat dilihat segera sebelum matahari terbit atau setelah matahari terbenam, sehingga disebut Bintang Fajar atau Bintang Senja.

Venus adalah planet kebumian dan kadang-kadang disebut “planet saudara” Bumi karena ukuran, gravitasi, dan komposisi yang mirip (Venus merupakan planet terdekat dari Bumi dan planet yang ukurannya paling mendekati Bumi). Namun, dalam hal lain planet ini sangat berbeda dari Bumi. Planet ini memiliki atmosfer terpadat di antara empat planet kebumian yang terdiri dari 96% karbon dioksida. Tekanan atmosfer permukaan Venus 92 kali lebih besar daripada Bumi. Dengan rata-rata suhu permukaan sebesar 735 K (462 °C; 863 °F), Venus merupakan planet terpanas di Tata Surya. Planet ini tidak memiliki siklus karbon yang memerangkap karbon dalam batuan dan kenampakan permukaan, dan juga tidak memiliki kehidupan organik yang dapat menyerap karbon dalam bentuk biomassa. Venus diselimuti oleh lapisan buram yang terdiri dari awan asam sulfat yang sangat reflektif, sehingga permukaannya tidak dapat dilihat dari luar angkasa. Venus mungkin pernah memiliki samudra,^[13]^[14] namun samudra tersebut menguap karena peningkatan suhu yang disebabkan oleh efek rumah kaca berketerusan.^[15] Sebagian besar air mungkin telah terfotodisosiasi, dan angin matahari telah memindahkan hidrogen bebas ke luar angkasa sebagai akibat dari ketiadaan medan magnet internal di Venus.^[16] Permukaan Venus sendiri bergurun, kering, dan diselingi oleh batuan yang diperbarui secara periodik oleh aktivitas vulkanik.

Karakteristik fisik

Venus dalah salah satu dari empat planet kebumian di Tata Surya, yang berarti bahwa Venus merupakan planet yang berbatu layaknya Bumi. Ukuran dan massanya mirip dengan Bumi, sehingga planet ini sering dijuluki sebagai “saudara” atau “kembaran” Bumi.^[17] Diameter Venus tercatat sebesar 12.092 km (hanya lebih kecil 650 km daripada Bumi) dan massanya kurang lebih 81,5% dari massa Bumi. Akan tetapi, keadaan di permukaan Venus sangat berbeda dengan Bumi, dan hal ini disebabkan oleh atmosfer tebal Venus yang terdiri dari 96,5% karbon dioksida dan 3,5% nitrogen.^[18]

Geografi

Terdapat banyak spekulasi mengenai permukaan Venus sebelum terkuak oleh wahana-wahana angkasa pada abad ke-20. Planet tersebut dipetakan secara detail oleh Proyek Magellan pada tahun 1990-91. Di permukaan terdapat bukti terjadinya aktivitas vulkanik, dan sulfur di atmosfer menunjukkan bahwa telah terjadi letusan gunung berapi.^[19]^[20]

Sekitar 80% permukaan Venus terdiri dari daratan vulkanik, dengan 70% merupakan daratan dengan bubungan berkerut dan 10% merupakan daratan yang halus dan berlekuk.^[21] Dua puluh persen sisanya merupakan dua “benua” dataran tinggi; salah satu benua terletak di belahan utara Venus, sementara yang lain berada di sebelah selatan garis khatulistiwa. Benua utara disebut Ishtar Terra, yang dinamai dari Ishtar, dewi cinta di Babilonia, dan ukurannya kurang lebih sebesar Australia. Gunung tertinggi di Venus (yaitu Maxwell Montes) terletak di Ishtar Terra. Tingginya kurang lebih 11 km di atas rata-rata ketinggian permukaan Venus. Sementara itu, benua selatan dijuluki Aphrodite Terra, yang dinamai dari dewi cinta dalam mitologi Yunani, dan benua ini lebih besar dengan ukuran yang kurang lebih sebanding dengan Amerika Selatan. Benua ini dipenuhi oleh rangkaian rekahan dan patahan.^[22]

Ketiadaan aliran lava di kaldera masih menjadi teka-teki. Planet ini tidak memiliki banyak kawah tubrukan, sehingga menunjukkan bahwa permukaannya masih relatif muda, kurang lebih berusia 300–600 juta tahun.^[23]^[24] Selain kawah tubrukan, pegunungan, dan lembah, Venus juga memiliki kenampakan permukaan yang unik. Salah satunya adalah kenampakan vulkanik yang puncaknya rata, yang disebut "farra". Bentuknya mirip dengan kue panekuk dan lebarnya bervariasi antara 20–50 km, sementara tingginya biasanya berada dalam kisaran 100–1.000 m. Terdapat pula rangkaian rekahan radial yang berbentuk seperti bintang yang disebut "novae", rekahan radial konsentrik yang mirip sarang laba-laba yang disebut "arachnoid", dan cincin rekahan yang kadang-kadang dikelilingi oleh depresi yang disebut "coronae". Kenampakan-kenampakan tersebut terbentuk secara vulkanik.^[25]

Sebagian besar kenampakan permukaan di Venus dinamai dari peremuan dalam mitologi dan sejarah,^[26] kecuali Maxwell Montes yang dinamai dari James Clerk Maxwell dan wilayah dataran tinggi Alpha Regio, Beta Regio, dan Ovda Regio yang dinamai sebelum sistem yang ada saat ini diterapkan oleh International Astronomical Union.^[27]

Garis bujur kenampakan permukaan di Venus dinyatakan relatif terhadap meridian utama. Meridian utama awalnya melewati titik cerah di tengah kenampakan Eve yang terletak di sebelah selatan Alpha Regio.^[28] Setelah misi Venera selesai, meridian utama ditentukan melewati puncak di tengah kawah Ariadne.^[29]^[30]

Perbandingan ukuran planet-planet kebumian (dari kiri ke kanan): Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars dalam warna sejati.

Struktur awan di atmosfer Venus pada tahun 1979, yang ditunjukkan melalui pengamatan ultraviolet yang dilakukan oleh Pioneer Venus Orbiter

Citra permukaan Venus yang diabadikan oleh wahana Magellan antara tahun 1990 hingga 1994

Kawah tubrukan di permukaan Venus (gambar direkonstruksi dari data radar)

Geologi permukaan

Sebagian besar permukaan Venus tampaknya terbentuk melalui aktivitas vulkanik. Jumlah gunung berapi di Venus lebih banyak dari Bumi, dengan 167 gunung berapi besar yang lebarnya dapat mencapai 100 km. Satu-satunya kompleks gunung berapi di Bumi yang ukurannya sebesar ini adalah Pulau Besar Hawaii.^[25] Walaupun begitu, bukan berarti Venus secara vulkanik lebih aktif daripada Bumi; hal tersebut disebabkan oleh kerak Venus yang lebih tua. Sebagai perbandingan, permukaan Venus diperkirakan berusia 300–600 juta tahun,^[23]^[25] sementara di Bumi, kerak samudra terus menerus didaur ulang melalui proses subduksi di batas antara lempeng tektonik, sehingga rata-rata usianya sekitar 100 juta tahun.^[31] Beberapa bukti menunjukkan berlangsungnya aktivitas vulkanik di Venus. Selama berlangsungnya program Venera yang diluncurkan oleh Uni Soviet, wahana Venera 11 dan Venera 12 menemukan petir, dan Venera 12 merekam guruh saat mendarat. Venus Express yang diluncurkan oleh European Space Agency juga menemukan petir di atmosfer.^[32] Walaupun petir di Bumi disebabkan oleh hujan, tidak ada hujan di planet Venus (walaupun asam sulfat turun dari atmosfer, dan kemudian menguap di ketinggian 25 km di atas permukaan). Kemungkinan petir dihasilkan oleh abu dari letusan vulkanik. Bukti lain berasal dari pengukuran kadar sulfur dioksida di atmosfer, yang berkurang sepuluh kali lipat antara tahun 1978 hingga 1986. Hal ini menunjukkan bahwa kadar sulfur dioksida awal didorong oleh letusan vulkanik yang besar.^[33] Hampir seribu kawah tubrukan tersebar secara merata di permukaan Venus. Di benda langit lain yang berkawah, seperti Bumi dan Bulan, kawah-kawah tampak terdegradasi. Di Bulan, degradasi disebabkan oleh tubrukan selanjutnya, sementara di Bumi proses tersebut didorong oleh erosi angin dan hujan. Di Venus, 85% kawah masih berada dalam keadaan yang belum terdegradasi. Jumlah kawah dan keadaannya yang belum terdegradasi menunjukkan bahwa planet tersebut mengalami peristiwa pelapisan kembali secara global sekitar 300–600 juta tahun yang lalu,^[23]^[24] yang kemudian diikuti oleh berkurangnya vulkanisme.^[34] Sementara kerak Bumi terus menerus bergerak, kerak Venus diduga tidak mampu menunjang proses tersebut. Tanpa keberadaan tektonika lempeng yang dapat mengurangi suhu dari mantel, Venus mengalami proses siklis yang menyebabkan meningkatnya suhu mantel hingga akhirnya melemahkan kerak. Kemudian, selama sekitar 100 juta tahun, terjadi subduksi dalam skala besar yang mendaur ulang kerak Venus.^[25]

Diameter kawah-kawah di Venus bervariasi antara 3 km hingga 280 km. Tidak ada kawah yang diameternya lebih kecil dari 3 km karena pengaruh atmosfer yang padat terhadap benda asing yang memasuki Venus. Objek dengan energi kinetik yang lebih kecil dari angka tertentu akan dilambatkan oleh atmosfer sehingga tidak menghasilkan kawah tubrukan.^[35] Objek dengan diameter yang lebih kecil dari 50 meter akan pecah dan terbakar di atmosfer sebelum mencapai permukaan.^[36]

Struktur dalam

Tanpa data seismik atau data mengenai momen inersia, struktur dalam dan geokimia Venus tidak banyak diketahui.^[37] Kemiripan ukuran dan kepadatan Venus dengan Bumi menunjukkan bahwa mungkin keduanya memiliki struktur dalam yang mirip, yaitu terdiri dari inti, mantel, dan kerak. Seperti Bumi, inti Venus cair sebagian karena kedua planet tersebut mendingin dengan laju yang sama.^[38] Ukuran Venus yang sedikit lebih kecil menunjukkan bahwa tekanan bagian dalam Venus jauh lebih rendah daripada di Bumi. Namun, perbedaan utama antara kedua planet tersebut adalah ketiadaan tektonika lempeng di Venus, yang kemungkinan disebabkan oleh kerak Venus yang terlalu kuat tanpa keberadaan air yang dapat mengurangi visoksitasnya. Akibatnya, jumlah panas yang berkurang di Venus lebih rendah, sehingga menghambat pendinginan planet dan mungkin menjelaskan mengapa Venus tidak memiliki medan magnet internal.^[39] Instead, Venus may lose its internal heat in periodic major resurfacing events.^[23]

Rujukan

^ Lakdawalla, Emily (21 September 2009), Venus Looks More Boring than You Think It Does, Planetary Society Blog (diakses 4 Desember 2011)
^ ^a ^b ^c ^d ^e Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama nssdc
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama meanplane
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama horizons
^ ^a ^b Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Seidelmann2007
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama iauwg_ccrsps2000
^ ^a ^b Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama MallamaVenus
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama MallamaSky
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama JPL-Horizons
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama ephemeris
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama nasa_venus
^ Lawrence, Pete (2005). "The Shadow of Venus". Diakses tanggal 13 June 2012.
^ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. (2008). "Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data". Journal of Geophysical Research, Planets. 113: E00B24. Bibcode:2008JGRE..11300B24H. doi:10.1029/2008JE003134.
^ David Shiga Did Venus's ancient oceans incubate life?, New Scientist, 10 October 2007
^ B.M. Jakosky, "Atmospheres of the Terrestrial Planets", in Beatty, Petersen and Chaikin (eds,), The New Solar System, 4th edition 1999, Sky Publishing Company (Boston) and Cambridge University Press (Cambridge), hal. 175–200
^ "Caught in the wind from the Sun". ESA (Venus Express). 28 November 2007. Diakses tanggal 2008-07-12.
^ Lopes, Rosaly M. C.; Gregg, Tracy K. P. (2004). Volcanic worlds: exploring the Solar System's volcanoes. Springer. hlm. 61. ISBN 3-540-00431-9.
^ "Atmosphere of Venus". The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflght. Diakses tanggal 2007-04-29.
^ Esposito, Larry W. (9 March 1984). "Sulfur Dioxide: Episodic Injection Shows Evidence for Active Venus Volcanism". Science. 223 (4640): 1072–1074. Bibcode:1984Sci...223.1072E. doi:10.1126/science.223.4640.1072. PMID 17830154. Diakses tanggal 2009-04-29.
^ Bullock, Mark A.; Grinspoon, David H. (2001). "The Recent Evolution of Climate on Venus". Icarus. 150 (1): 19–37. Bibcode:2001Icar..150...19B. doi:10.1006/icar.2000.6570.
^ Basilevsky, Alexander T.; Head, James W., III (1995). "Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas". Earth, Moon, and Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/BF00579467.
^ Kaufmann, W. J. (1994). Universe. New York: W. H. Freeman. hlm. 204. ISBN 0-7167-2379-4.
^ ^a ^b ^c ^d Nimmo, F.; McKenzie, D. (1998). "Volcanism and Tectonics on Venus". Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 26 (1): 23–53. Bibcode:1998AREPS..26...23N. doi:10.1146/annurev.earth.26.1.23.
^ ^a ^b Strom, R. G. (1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899–10926. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388.
^ ^a ^b ^c ^d Frankel, Charles (1996). Volcanoes of the Solar System. Cambridge University Press. ISBN 0-521-47770-0.
^ Batson, R.M.; Russell J. F. (18–22 March 1991). "Naming the Newly Found Landforms on Venus" (PDF). Procedings of the Lunar and Planetary Science Conference XXII. Houston, Texas. hlm. 65. Diakses tanggal 2009-07-12.
^ Young, C., ed. (1990). The Magellan Venus Explorer's Guide (edisi ke-JPL Publication 90-24). California: Jet Propulsion Laboratory.
^ Davies, M. E.; Abalakin, V. K.; Bursa, M.; Lieske, J. H.; Morando, B.; Morrison, D.; Seidelmann, P. K.; Sinclair, A. T.; Yallop, B. (1994). "Report of the IAU Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 63 (2): 127. Bibcode:1996CeMDA..63..127D. doi:10.1007/BF00693410.
^ "USGS Astrogeology: Rotation and pole position for the Sun and planets (IAU WGCCRE)". Diakses tanggal 22 October 2009.
^ "The Magellan Venus Explorer's Guide". Diakses tanggal 22 October 2009.
^ Karttunen, Hannu; Kroger, P.; Oja, H.; Poutanen, M.; Donner, K. J. (2007). Fundamental Astronomy. Springer. hlm. 162. ISBN 3-540-34143-9.
^ "Venus also zapped by lightning". CNN. 29 November 2007. Diarsipkan dari versi asli tanggal 30 November 2007. Diakses tanggal 2007-11-29.
^ Glaze, L. S. (1999). "Transport of SO2 by explosive volcanism on Venus". Journal of Geophysical Research. 104 (E8): 18899–18906. Bibcode:1999JGR...10418899G. doi:10.1029/1998JE000619. Diakses tanggal 2009-01-16.
^ Romeo, I.; Turcotte, D. L. (2009). "The frequency-area distribution of volcanic units on Venus: Implications for planetary resurfacing". Icarus. 203 (1): 13. Bibcode:2009Icar..203...13R. doi:10.1016/j.icarus.2009.03.036.
^ Herrick, R. R. (1993). "Effects of the Venusian atmosphere on incoming meteoroids and the impact crater population". Icarus. 112 (1): 253–281. Bibcode:1994Icar..112..253H. doi:10.1006/icar.1994.1180.
^ David Morrison (2003). The Planetary System. Benjamin Cummings. ISBN 0-8053-8734-X.
^ Goettel, K. A. (16–20 March 1981). "Density constraints on the composition of Venus". Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference. Houston, TX: Pergamon Press. hlm. 1507–1516. Diakses tanggal 2009-07-12.
^ Faure, Gunter; Mensing, Teresa M. (2007). Introduction to planetary science: the geological perspective. Springer eBook collection. Springer. hlm. 201. ISBN 1-4020-5233-2.
^ Nimmo, F. (2002). "Magellan". Geology. 30 (11): 987–990. Bibcode:2002Geo....30..987N. doi:10.1130/0091-7613(2002)030<0987:WDVLAM>2.0.CO;2. ISSN 0091-7613.