Conteúdo - Marte

Marte é o quarto planeta partindo do Sol e é normalmente referido como o Planeta Vermelho. As rochas, solo e céu têm uma tonalidade vermelha ou rosa. A cor vermelha característica foi observada por astrónomos ao longo da história. Os romanos atribuíram-lhe este nome, em honra ao deus da guerra. Outras civilizações deram-lhe nomes semelhantes. Os antigos egípcios chamaram-lhe Her Descher que significa o vermelho.

Antes da exploração espacial, Marte era considerado o melhor candidato para ter vida extra-terrestre. Os astrónomos pensaram ver linhas rectas que se cruzavam na superfície. Isto levou à crença popular que seres inteligentes construíram canais de irrigação. Em 1938, quando Orson Welles transmitiu uma novela por rádio baseada num clássico de ficção científica A Guerra dos Mundos de H.G. Wells, muita gente acreditou na história da invasão dos marcianos, o que quase chegou a causar uma situação de pânico.

Outra razão para os cientistas acreditarem na existência de vida em Marte tinha a ver com as aparentes alterações periódicas de cores na superfície do planeta. Este fenómeno levou à especulação de que determinadas condições levariam à explosão de vegetação marciana durante os meses quentes e provocavam o estado latente das plantas durante os períodos frios.

Em Julho de 1965, a Mariner 4 transmitiu 22 fotografias de perto de Marte. Foi revelada unicamente uma superfície contendo muitas crateras e canais naturais mas nenhuma evidência de canais artificiais ou água corrente. Finalmente, em Julho e Setembro de 1976, as sondas Viking 1 e 2 pousaram na superfície de Marte. As três experiências biológicas realizadas a bordo das sondas descobriram actividade química inesperada e enigmática no solo marciano, mas não forneceram qualquer evidência clara da presença de microorganismos vivos no solo perto dos locais onde poisaram. De acordo com os biologistas da missão, Marte é auto-esterilizante. Eles acreditam que a combinação da radiação solar ultravioleta que satura a superfície, a extrema secura do solo e a natureza oxidante da química do solo impedem a formação de organismos vivos no solo marciano. A questão de ter havido vida em Marte em algum passado distante permanece contudo aberta.

Outros instrumentos não encontraram sinais de química orgânica nos seus locais de poiso, mas forneceram uma análise definitiva e precisa da composição da atmosfera marciana e encontraram traços de elementos que não tinham sido previamente detectados.

Atmosfera

A atmosfera de Marte é bastante diferente da atmosfera da Terra. É composta principalmente por dióxido de carbono com pequenas porções de outros gases. Os seis componentes mais comuns da atmosfera são:

• Dióxido de Carbono (CO2): 95.32%
• Azoto (N2): 2.7%
• Árgon (Ar): 1.6%
• Oxigénio (O2): 0.13%
• Água (H2O): 0.03%
• Néon (Ne): 0.00025 %

O ar marciano contém apenas cerca de 1/1,000 da água do nosso ar, mas mesma esta pequena porção pode condensar, formando nuvens que flutuam a uma grande altitude na atmosfera ou giram em volta dos vulcões mais altos. Podem-se formar bancos de neblina matinal nos vales. No local de aterragem da sonda Viking 2, uma fina camada de água congelada cobre o solo em cada inverno.

Há evidências de que no passado uma atmosfera marciana mais densa pode ter permitido que a água corresse no planeta. Características físicas muito parecidas com costas, gargantas, leitos de rios e ilhas sugerem que alguma vez existiram grandes rios no planeta.

Temperatura e Pressão

A temperatura média registada em Marte é -63° C (-81° F) com uma temperatura máxima de 20° C (68° F) e mínima de -140° C (-220° F).

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior constituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calote polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 eram 7.3 e 10.8 milibars. Em comparação, a pressão média na Terra é 1000 milibars.

Estatísticas de Marte
Massa (kg)	6.421e+23
Massa (Terra = 1)	1.0745e-01
Raio equatorial (km)	3,397.2
Raio equatorial (Terra = 1)	5.3264e-01
Densidade média (gm/cm^3)	3.94
Distância média ao Sol (km)	227,940,000
Distância média ao Sol (Terra = 1)	1.5237
Período de rotação (horas)	24.6229
Período de rotação (dias)	1.025957
Período orbital (dias)	686.98
Velocidade média orbital (km/seg)	24.13
Excentricidade orbital	0.0934
Inclinação do eixo (graus)	25.19
Inclinação orbital (graus)	1.850
Gravidade à superfície no equador (m/seg^2)	3.72
Velocidade de escape no equador (km/seg)	5.02
Albedo geométrico visual	0.15
Magnitude (Vo)	-2.01
Temperatura mínima à superfície	-140°C
Temperatura média à superfície	-63°C
Temperatura máxima à superfície	20°C
Pressão atmosférica (bars)	0.007
Composição atmosférica Dióxido de Carbono (C02) Azoto (N2) Árgon (Ar) Oxigénio (O2) Monóxido de Carbono (CO) Água (H2O) Néon (Ne) Kripton (Kr) Xénon (Xe) Ozono (O3)	95.32% 2.7% 1.6% 0.13% 0.07% 0.03% 0.00025% 0.00003% 0.000008% 0.000003%

Animações de Marte

• Filme da Rotação de Marte.
• Filme da Topografia de Marte.
• Animação de Tharsis Tholus.
• Animação do Olympus Mons Caldera.
• Animação de Mars Global Surveyor.
• Marte, o Filme.
• Sobrevoando Valles Marineris.
• Animação dos Polos Marcianos.
• Animação de Olympus Mons.
• Animação do globo completo pelo Telescópio Hubble.

Vistas de Marte

O Interior de Marte 

O conhecimento actual do interior de Marte sugere que pode ser constituído por uma crusta fina, semelhante à da Terra, um manto e um núcleo. Utilizando quatro parâmetros, a dimensão e massa do núcleo de Marte podem ser determinados. No entanto, apenas são conhecidos três desses quatro parâmetros, que são a massa total, a dimensão de Marte e o momento de inércia. A massa e a dimensão foram determinados em pormenor em missões anteriores. O momento da inércia foi determinado pela sonda Viking e por valores Doppler do Pathfinder, pela medida da taxa de precessão de Marte. O quarto parâmetro, necessário para completar o modelo do interior, será obtido por futuras missões. Com os três parâmetros conhecidos, o modelo é significativamente reduzido. Se o núcleo marciano é denso (composto de ferro) semelhante ao da Terra, ou os meteoritos SNC são originários de Marte, então o raio mínimo do núcleo seria de cerca de 1300 quilómetros. Se o núcleo é feito de material menos denso, tal como uma mistura de enxofre e ferro, o raio máximo seria provavelmente de menos de 2000 quilómetros. (Copyright 1998 by Calvin J. Hamilton) 

Mapa Topográfico de Marte 

Esta imagem é um mapa topográfico de Marte recentemente divulgado. A topografia completa de Marte tem cerca de 19 milhas (30 quilómetros), uma vez e meia as altitudes encontradas na Terra. O aspecto mais curioso do mapa é a diferença entre o hemisfério Norte baixo e suave e o hemisfério Sul com muitas crateras, que é, em média, cerca de três milhas (cinco quilómetros) mais alto do que o norte. (Cortesia GSFC/NASA) 

Hemisfério Schiaparelli 

Esta imagem é um mosaico do hemisfério Schiaparelli de Marte. O centro da imagem é perto da cratera de impacto Schiaparelli, com 450 quilómetros (280 milhas) de diâmetro. As estrias escuras com margens brilhantes emanando das crateras na região Oxie Palus, à esquerda e acima na imagem, foram causadas pela erosão e/ou depósito pelo vento. Áreas brancas brilhantes a sul, incluindo a bacia de impacto Hellas no extremo inferior direito, estão cobertas por dióxido de carbono congelado. (Cortesia USGS) 

Vales Marineris 

Esta imagem é um mosaico do hemisfério dos Vales Marineris de Marte. É uma vista semelhante à que se poderia ver de uma nave espacial. O centro da cena mostra todo o sistema de desfiladeiros Vales Marineris, com mais de 3,000 quilómetros (1,860 milhas) de comprimento e cerca de 8 quilómetros (5 milhas) de profundidade, que se estende de Noctis Labyrinthus, o sistema de falhas tectónicas em forma de arco, a oeste, até ao terreno caótico a leste. Muitos imensos canais de rios antigos começam no terreno caótico e nos desfiladeiros no centro-norte e correm para norte. Muitos dos canais fluíram até uma bacia chamada Acidalia Planitia, que é a área escura no extremo norte desta fotografia. Os três vulcões Tharsis (pontos vermelho escuro), cada um com cerca de 25 quilómetros (16 milhas) de altura, são visíveis a oeste. Existem terrenos muito antigos cobertos por muitas crateras de impacto a sul dos Vales Marineris. (Cortesia USGS) 

Abismo Candor Central - Vista oblíqua 

Esta imagem mostra parte do Abismo Candor nos Vales Marineris. Está centrado na latitude -5.0, longitude 70.0. O ponto de vista é de norte olhando para o abismo. A geomorfologia do Abismo Candor é complexa, modelada por forças tectónicas, perda de massa, vento e talvez por água e vulcanismo. (Cortesia USGS) 

Abismo Candor Ocidental (Cor Melhorada) 

Esta fotografia (centrada na latitude 4° S, longitude 76° W) mostra áreas centrais dos Vales Marineris, incluindo o Abismo Candor (em baixo à esquerda), Ophir Chasm (em baixo à direita), e Hebes Chasm (acima à direita). Níveis de depósitos complexos nos desfiladeiros podem ter ocorrido em lagos, e se aconteceu, estes são de grande interesse em futuras pesquisas de vida fóssil em Marte. Os depósitos de tom rosa no Abismo Candor podem ser devidos a alterações hidrotérmicas e à produção de óxidos de ferro cristalino.((Geissler et al., 1993, Icarus 106,380). Fotos da Viking Orbiter Números 279B02 (violeta), 279B10 (verde) e 279B12 (vermelho) com uma resolução de 240 metros/pixel. A fotografia tem 231 quilómetros de largura. O norte está a 47° do topo, no sentido horário.) 

Deslizamento nos Vales Marineris 

Apesar de os Vales Marineris terem sido originados como uma estrutura tectónica, foram modificados por outros processos. Esta imagem mostra uma vista em pormenor de um deslizamento da parede sul dos Vales Marineris. Este deslizamento removeu parcialmente a borda da cratera que está no planalto adjacente aos Vales Marineris. Note-se a textura dos depósitos por onde o deslizamento fluiu pelo solo dos Vales Marineris. Podem ser vistas várias camadas distintas nas paredes da depressão. Estas camadas podem ser regiões de composição química ou propriedades mecânicas distintas na crusta marciana. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

3 Vistas do TEH de Marte em Oposição 

Estas vistas do Telescópio Espacial Hubble fornecem a cobertura mais completa e detalhada do Planeta Vermelho, alguma vez vista da Terra. As fotografias foram obtidas em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de 103 milhões de quilómetros (65 milhões de milhas). Para surpresa dos pesquisadores, Marte tem mais nuvens do que o visto em anos anteriores. Isto significa que o planeta está mais frio e mais seco, porque o vapor de água na atmosfera congela para formar nuvens de cristais de gelo. As três imagens mostram as regiões de Tharsis, Vales Marineris e Syrtis Major. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA) 

Primavera em Marte: A melhor vista do Planeta Vermelho, do Hubble 

Esta vista de Marte do Telescópio Espacial Hubble, da NASA, é a fotografia mais nítida alguma vez obtida da Terra, superada apenas pelas imagens em pormenor enviadas pela sondas espaciais que visitaram o planeta. A fotografia foi obtida em 25 de Fevereiro de 1995, quando Marte estava a uma distância de cerca de 103 milhões de quilómetros (65 milhões de milhas) da Terra.

Por ser Primavera no hemisfério norte de Marte, muito do dióxido de carbono congelado à volta da calote de água gelada sublimou, e a calote regrediu até ao tamanho do seu núcleo de água congelada, com várias centenas de milhas de diâmetro. A abundância de porções de nuvens brancas indica que a atmosfera é mais fria do que o observado por sondas espaciais na década de 1970. Notam-se nuvens matinais ao longo da borda ocidental (à esquerda) do planeta. Estas formaram-se durante a noite quando a temperatura de Marte baixa e a água na atmosfera congela e forma nuvens de cristais de gelo. O vulcão Ascraeus Mons, que se ergue a 25 quilómetros (16 milhas) acima das planícies que o circundam, emerge da camada de nuvens próximas da borda ocidental. Os Vales Marineris estão abaixo à esquerda. (Crédito: Philip James, Universidade de Toledo; Steven Lee, Universidade de Colorado; e NASA) 

Origem da Corrente do Canal Ravi Vallis 

Esta imagem da parte inicial de Ravi Vallis mostra uma porção do canal com 300 quilómetros (186 milhas). Tal como muitos outros canais que desembocam nas planícies norte de Marte, Ravi Vallis teve a sua origem numa região de terreno desmoronado e quebrado ("caótico") nos planaltos mais antigos e cheios de crateras. As estruturas nestes canais indicam que foram cavadas por água líquida em correntes a grande velocidade. O início abrupto do canal aparentemente sem afluentes, sugere que a água foi libertada em grande pressão de uma camada limitada do solo congelado. À medida que a água era libertada e corria, a superfície desmoronava, produzindo a quebra e a derrocada aqui mostradas. Podem ser vistas nesta imagem três destas regiões de material desmoronado caótico, ligadas por um canal cujo leito foi limpo por água corrente. A corrente neste canal era de oeste para leste (da esquerda para a direita). Este canal, por fim, liga-se a um sistema de canais que fluem para norte para a bacia Chryse. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Ilhas de Linhas Aerodinâmicas 

A água que escavou os canais no norte e leste do sistema de desfiladeiros dos Vales Marineris tem um tremendo poder erosivo. Uma consequência desta erosão foi a formação de ilhas de linhas aerodinâmicas onde a água encontra obstáculos no seu caminho. Esta imagem mostra duas ilhas deste tipo que se formaram devido ao desvio da água provocado por duas crateras com 8 a 10 quilómetros (5-6 milhas) de diâmetro, próximas da boca do Vallis na Chryse Planitia. A água correu de sul para norte (de baixo para cima na imagem). A altura da escarpa que circunda a ilha de cima é de cerca de 400 metros (1,300 pés), e a escarpa que circunda a ilha do sul tem cerca de 600 metros (2,000 pés) de altura.(Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Rede de Vales 

Ao contrário do mostrado nas duas imagens acima, muitos sistemas em Marte não mostram evidências de inundações catastróficas. Pelo contrário, mostram uma semelhança com sistemas de drenagem na Terra, onde a água corre mais lentamente durante maiores intervalos de tempo. Tal como na Terra, os canais aqui mostrados juntam-se para formar canais maiores.

No entanto, estas redes de vales estão menos desenvolvidas do que os sistemas de drenagem na Terra, faltando aos exemplos marcianos canais pequenos que alimentam vales grandes. Por causa da ausência de canais pequenos nas redes de vales marcianas, acredita-se que os vales foram escavados pela água corrente e não pela água da chuva. Apesar da água líquida ser actualmente instável na superfície de Marte, estudos teóricos indicam que a água corrente pode ter formado redes de vales se a água correu por baixo de uma camada protectora de gelo. Em alternativa, pelo motivo de as redes de vales estarem confinadas a regiões relativamente velhas de Marte, a sua presença pode indicar que Marte já teve um clima mais quente e húmido no início da sua história. (Copyright Calvin J. Hamilton; Legenda: LPI) 

Calote do Polo Sul 

Esta imagem mostra a calote do polo sul de Marte tal como aparece no seu tamanho mais pequeno, com cerca de 400 quilómetros (249 milhas). Consiste principalmente de dióxido de carbono congelado. Esta calote de dióxido de carbono nunca derrete completamente. O gelo parece avermelhado devido à poeira que foi incorporada. (Cortesia NASA) 

Calote do Polo Norte 

Esta imagem representa uma vista oblíqua da calote do polo norte de Marte. Ao contrário do polo sul, a calote do polo norte provavelmente consiste de água congelada.(Copyright Calvin J. Hamilton) 

Terreno Polar Laminado 

Uma das descobertas da sonda Mariner 9 foi que a calote polar sul de Marte é feita de camadas finas ou lâminas de gelo e sedimento. Quatro anos mais tarde, em 10 de Outubro de 1976, a sonda Viking 2 obteve esta fotografia da calote polar norte marciana. As camadas visíveis ocorreram como resultado de poeira levada pelo vento para a calote polar. Por existirem variações climáticas nas calotes, elas expandem-se e contraem-se. As camadas de sedimento de poeira tendem a tornar-se mais espessas perto dos polos onde os depósitos de gelo permanecem durante longos períodos de tempo. A espessura dos depósitos indica que foram formados durante variações climáticas cíclicas e não durante alterações anuais. Enquanto o gelo se afasta de uma região, o vento expõe as camadas esculpindo vales e escarpas. A formação dos depósitos em camadas é um processo actualmente activo. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton) 

Campo de Dunas 

Esta imagem mostra diversos tipos de dunas que se encontram no campo de dunas circumpolar norte. Esta imagem reduzida mostra uma secção de dunas transversais. A imagem completa tem um campo de dunas transversais à esquerda e dunas do tipo "barchan" à direita com uma zona de transição entre elas. As dunas transversais estão orientadas perpendicularmente à direcção predominante do vento. São longas e lineares e frequentemente unem-se às vizinhas numa junção em "Y" num ângulo pequeno. As dunas do tipo barchan são pequenos montes em forma de crescente com as pontas na direcção do vento. Estas dunas são comparáveis em dimensão às maiores dunas encontradas na Terra.(Copyright Calvin J. Hamilton) 

Tempestade de Poeira Local 

Tempestades de poeira local são relativamente comuns em Marte. Têm tendência para ocorrer em áreas de gradientes topográficos e/ou térmicos elevados (normalmente perto das calotes polares), onde os ventos de superfície seriam mais fortes. A tempestade tem várias centenas de quilómetros de extensão e está localizada perto do extremo da calote do polo sul. Algumas tempestades locais crescem, outras extinguem-se. (Copyright Calvin J. Hamilton; legenda de LPI) 

Rocha Branca 

Esta imagem mostra uma formação menos conhecida e invulgar em Marte. É normalmente denominada de "Rocha Branca". A formação branca é o preenchimento de uma cratera erodida, mas exactamente como foi formada não foi ainda satisfatoriamente explicado. A Rocha Branca não foi formada por processos polares porque está situada perto do equador a uma latitude de -8 graus e uma longitude de 355 graus. Foi modificada por erosão eólica mostrando características de erosão transversais e longitudinais. (Copyright 1998 por Calvin J. Hamilton) 

A Atmosfera Marciana 

Esta imagem oblíqua obtida pela sonda orbital Viking mostra uma ténue faixa da atmosfera marciana. A fotografia está tirada para nordeste através da bacia Argyre. A bacia Argyre tem cerca de 600 quilómetros de diâmetro com uma borda escarpada com cerca de 500 quilómetros de espessura. (Copyright 1997 by Calvin J. Hamilton) 

Resumo das Luas de Marte

A tabela seguinte mostra o raio, massa, distância do centro do planeta, o descobridor e a data da descoberta de cada uma das luas de Marte:

Lua	#	Raio (km)	Massa (kg)	Distância (km)	Descobridor	Data
Fobos	I	13.5x10.8x9.4	1.08e+16	9,380	A. Hall	1877
Deimos	II	7.5x6.1x5.5	1.80e+15	23,460	A. Hall	1877

Conteúdo - Terra

Da perspectiva na Terra, o nosso planeta parece ser grande e robusto, com um oceano interminável de ar. Do espaço, os astronautas muitas vezes têm a impressão de que a Terra é pequena, e tem uma fina e frágil camada de atmosfera. Para um viajante do espaço, as características que distinguem a Terra são as águas azuis, as massas de terra verdes e castanhas, e o conjunto de nuvens brancas contra um fundo negro.

Muitos sonham em viajar pelo espaço e ver as maravilhas do universo. Na realidade, todos nós somos viajantes espaciais. A nossa nave é o planeta Terra, viajando a uma velocidade de 108.000 quilómetros (67.000 milhas) por hora.

A Terra é o terceiro planeta a contar do Sol, a uma distância de 150 milhões de quilómetros (93,2 milhões de milhas). Demora 365,256 dias para girar em volta do Sol e 23.9345 horas para a Terra efectuar uma rotação completa. Tem um diâmetro de 12.756 quilómetros (7.973 milhas), apenas poucas centenas de quilómetros maior que o de Vénus. A nossa atmosfera é composta por 78 por cento de azoto, 21 por cento de oxigénio e 1 por cento de outros componentes.

A Terra é o único planeta conhecido a abrigar vida, no sistema solar. O núcleo do nosso planeta, de níquel-ferro fundido girando rapidamente, provoca um extenso campo magnético que, junto com a atmosfera, nos protege de praticamente toda a radiação prejudicial vinda do Sol e outras estrelas. A atmosfera da Terra protege-nos dos meteoros, cuja maioria se queima antes de poder atingir a superfície.

Das nossas viagens pelo espaço, temos aprendido muito sobre o nosso próprio planeta. O primeiro satélite Norte-americano, Explorer 1, descobriu uma intensa zona de radiação, agora chamada de cintura de radiação de Van Allen. Esta cintura é formada por uma camada de partículas carregadas que são capturadas pelo campo magnético da Terra numa região, de formato toroidal, em volta do equador. Outras descobertas feitas por satélites mostram que o campo magnético do nosso planeta é distorcido, tendo uma forma de gota, devido ao vento solar. Também sabemos agora que a nossa fina atmosfera superior, a qual se acreditava ser calma e sem incidentes, ferve de actividade -- expandindo-se de dia e contraindo-se à noite. A atmosfera superior, afectada pelas mudanças na actividade solar, contribui para o clima e meteorologia na Terra.

Além de afectar a meteorologia da Terra, a actividade solar causa um dramático fenómeno visual na nossa atmosfera. Quando as partículas carregadas do vento solar são capturadas pelo campo magnético da Terra, colidem com as moléculas de ar da nossa atmosfera acima dos pólos magnéticos do planeta. Estas moléculas de ar tornam-se então incandescentes e são assim conhecidas como auroras ou luzes do norte e do sul.

Estatísticas sobre a Terra
Massa (kg)	5,976e+24
Massa (Terra = 1)	1.0000e+00
Raio equatorial (km)	6.378,14
Raio equatorial (Terra = 1)	1,0000e+00
Densidade média (g/cm^3)	5,515
Distância média do Sol (km)	149.600.000
Distância média do Sol (Terra = 1)	1,0000
Período de rotação (dias)	0,99727
Período de rotação (horas)	23,9345
Período Orbital (dias)	365,256
Velocidade orbital média (km/s)	29,79
Excentricidade orbital	0,0167
Inclinação do Eixo (graus)	23,45
Inclinação orbital (graus)	0,000
Velocidade de escape no equador (km/s)	11,18
Gravidade à superfície no equador (m/s^2)	9,78
Albedo visual geométrico	0,37
Temperatura média à superfície	15°C
Pressão atmosférica (bar)	1,013
Composição atmosférica Azoto Oxigénio Outros	77% 21% 2%

Animações sobre a Terra

• Filme da Rotação da Terra.
• Animação da Topografia da Terra.
• Vídeo da Aurora.
• Filme da Rotação Terra/Vénus.
• Encontro da Galileo com a Terra.
• Terra: o Filme - Animação das Nuvens & Voo.
• Terra: o Filme - Animação das Nuvens.

Vistas da Terra

O conjunto de imagens que se segue mostra algumas das maravilhas do nosso planeta, a Terra.

América do Sul 

Esta imagem a cores da Terra foi obtida pela Galileo às 6:10 a.m., hora standard do Pacífico, em 11 de Dezembro de 1990, quando a nave estava a cerca de 1,3 milhões de milhas do planeta. A Galileo estava a fazer o primeiro de dois voos sobre a Terra, a caminho de Júpiter. A América do Sul está próxima do centro da foto, e o continente Antárctico, branco, iluminado pela luz solar, está logo abaixo. Pitorescas frentes meteorológicas são visíveis no Atlântico Sul, em baixo à direita. (Cortesia NASA/USGS) 

África 

A tripulação da Apollo 17 tirou esta fotografia da Terra em Dezembro de 1972 enquanto a nave viajava entre a Terra e a Lua. Os desertos laranja-avermelhados da África e da Arábia Saudita estão em forte contraste com o azul profundo dos oceanos e com o branco das nuvens e da neve cobrindo a Antárctida. (Cortesia NASA) 

Imagem da Terra em Infravermelho, colorida 

Esta imagem em infravermelho da Terra foi tirada pelo satélite GOES 6 em 21 de Setembro de 1986. Utilizou-se um limiar de temperatura para isolar as nuvens. A terra e o mar foram separados, e depois as nuvens, terra e mar foram coloridos separadamente e recombinados para produzir esta imagem. (Cortesia SSEC/UW-Madison/R.Kohrs)

Uma imagem semelhante em GIF de 900x900 pixel, mostrando o continente Africano, pode ser encontrada AQUI. (Cortesia Rick Kohrs) 

A Terra & A Lua 

Oito dias após o seu encontro com a Terra, a nave Galileo foi capaz de olhar para trás e capturar esta visão da Lua orbitando a Terra, tirada a uma distância de cerca de 6,2 milhões de quilómetros (3,9 milhões de milhas), em 16 de Dezembro de 1990. A Lua está em primeiro plano, movendo-se da esquerda para a direita. A Terra, brilhante e colorida, contrasta fortemente com a Lua, que reflecte apenas cerca de um terço da luz solar em relação à Terra. O contraste e a cor de ambos os objectos foram realçados por computador para melhorar a visibilidade. A Antárctida é visível através das nuvens (embaixo). O 'lado oculto' da Lua é visto; a zona sombreada no final do alvorecer é o Polo Sul/Bacia Aitken, uma das maiores e mais antigas formações de impacto lunares. (Cortesia NASA) 

Vista da Terra & Lua, da Mariner 10 

A Terra e a Lua foram fotografadas pela Mariner 10 a 2,6 milhões de quilómetros, quando completava o primeiríssimo encontro Terra-Lua por uma nave capaz de enviar dados de imagens coloridas digitais de alta resolução. Estas imagens foram combinadas abaixo para ilustrar o tamanho relativo dos dois corpos. Deste particular ponto de vista, a Terra parece ser um planeta aquático! (Cortesia Mark S. Robinson) 

A Terra & A Lua 

Durante o seu voo, a nave Galileo enviou imagens da Terra e da Lua. Imagens separadas da Terra e da Lua foram combinadas para formar esta imagem. A nave Galileo tirou as fotografias em 1992, a caminho para explorar o sistema de Júpiter, em 1995-97. A imagem mostra uma vista parcial da Terra, centralizada no Oceano Pacífico, aproximadamente à latitude de 20 graus sul. A costa oeste da América do Sul pode ser observada, assim como as Caraíbas; formações brancas de nuvens rodopiantes indicam tempestades no Pacífico sudoeste. A distinta cratera de raios na parte debaixo da Lua é a bacia de impacto Tycho. As áreas lunares escuras são bacias de impacto preenchidas por lava solidificada. Esta foto contém as imagens da Terra e Lua com a mesma escala e cor relativa/albedo. (Cortesia USGS/NASA) 

Nordeste da África e Península Arábica 

Esta imagem do nordeste da África e da Península Arábica foi tirada de uma altitude de cerca de 500.000 quilómetros (300,000 milhas) pela nave Galileo, em 9 de Dezembro de 1992, quando ela deixava a Terra na sua rota para Júpiter. Estão visíveis a maior parte do Egipto (à esquerda no centro), incluindo o Vale do Nilo; o Mar Vermelho (ligeiramente acima do centro); Israel; Jordânia e a Península Arábica. No centro, abaixo de nuvens costeiras, está Cartum, na confluência do Nilo Azul e do Nilo Branco. A Somália (abaixo à direita) está parcialmente encoberta pelas nuvens. (Cortesia NASA/JPL) 

Ponta de África, Somália 

As cores laranja e castanha desta fotografia oblíqua da ponta leste de África mostram uma paisagem árida ou semi-árida na metade norte da Somália, país da África leste. Com excepção das áreas escuras onde pode ser encontrada a vegetação mais densa, uma grande parte da vegetação nesta parte da Somália é composta por arbustos e terras de erva. O clima geral nesta região consiste em temperaturas quentes e chuva dispersa e irregular. Duas bacias distintas de drenagem são caracterizadas por cores mais claras - o Vale Nugaaleed ao longo do lado oeste da fotografia e a outra linha de água em direcção à Península Hafun, ao longo da costa leste da Somália. A extensão para sul da Península da Arábia Saudita é visível a norte do outro lado do Golfo de Aden. (Cortesia NASA) 

Ponta Sul da Gronelândia 

A ponta sul da Gronelândia é vista nesta fotografia oblíqua, quase sem cores, da maior ilha do mundo. A escuridão do espaço contrasta com a brancura das nuvens, do gelo e da neve. A única cor verdadeira é o azul do Oceano Atlântico e do Mar do Labrador. As situações sem nuvens ao longo da área da costa sul realçam os profundos fiordes ao longo da costa. Um olhar mais atento sobre as áreas brancas revelam três características diferentes - neve e gelo em terra; formações de nuvens sobre a região centro e os lados leste e oeste da ilha; e massas de gelo em forma de feixe que se afastam da ponta sueste e da ponta sudoeste da costa de fiordes e são levadas pela corrente da zona leste da Gronelândia para sul-sueste, e ainda blocos de gelo maiores que se dirigem para norte ao longo da costa leste. A Gronelândia tem os únicos glaciares continentais sobreviventes do Hemisfério Norte. Esta folha de gelo cobre sete-oitavos da superfície da Gronelândia e estima-se que contém 11 por cento da água fresca do mundo. (Cortesia NASA) 

Antárctida 

Esta imagem da Antárctida foi tirada pela Galileo várias horas após voar próximo da Terra, em 8 de Dezembro de 1990. Esta é a primeira imagem de todo o continente Antárctico tirada do espaço. A Galileo estava a cerca de 200,000 quilómetros (125.000 milhas) da Terra quando a fotografia foi feita.

O continente gelado está cercado pelo escuro azul de três oceanos: o Pacífico à direita, o Índico no topo e uma parte do Atlântico, do lado inferior esquerdo. Quase todo o continente estava iluminado pelo Sol nessa época do ano, apenas duas semanas antes do solstício de Verão do sul. O arco de pontos escuros estendendo-se desde próximo do Polo Sul (próximo do centro) até à parte superior direita é a Cadeia de Montanhas Transantártidas. À direita das montanhas está o vasto Recife de Gelo Ross e a fronteira aguda do recife com as águas escuras do Mar de Ross. A fina linha azul ao longo do limbo da Terra define a atmosfera do nosso planeta. (Cortesia Calvin J. Hamilton) 

Missão Clementina 

Esta imagem em cor falsa foi tirada durante a missão Clementina. Ela mostra o ar brilhante da atmosfera superior como uma fina linha azul. O ponto brilhante abaixo é uma área urbana. (Cortesia Naval Research Laboratory) 

Mapa projectado da imagem da Terra (AVHRR) 

Esta imagem é uma projecção Homolosine da Terra preparada com dados de imagens do Radiómetro Avançado de Alta Resolução (Advanced Very High Resolution Radiometer - AVHRR). (Cortesia ESA/NASA/NOAA/USGS/CSIRO) 

América 

Este mapa das Américas do Norte e do Sul usa altimetria por radar para mostrar a topografia abaixo dos oceanos e dos continentes. (Cortesia NGDC) 

EUA 

Esta imagem é um mosaico dos Estados Unidos preparada com 16 imagens de sensores do Radiómetro Avançado de Alta Resolução nos satélites meteorológicos NOAA-8 e NOAA-9. As imagens foram tiradas entre 24 de Maio de 1984 e 14 de Maio de 1986.

Em mosaicos de infravermelho em cor falsa, a vegetação aparece em tons de vermelho, não de verde. O "vermelhão" indica a densidade de vegetação, o seu tipo e se cresce em terra seca ou num pântano (uma mistura de vegetação avermelhada e superfície de água azul escura produz tons escuros). Pradarias aparecem em vermelho claro, árvores caducas e plantações aparecem em vermelho, e florestas de coníferas aparecem em vermelho escuro ou castanho. Áreas desérticas aparecem brancas, e áreas urbanas (pavimentos e edificações) aparecem em verde azulado. Lagos, rios e oceanos aparecem em vários tons de azul, águas profundas em azul-escuro e águas rasas ou turvas em azul claro. Leitos de rochas expostas aparecem geralmente em tom verde-azulado escuro ou outro tom escuro. (Cortesia USGS)

Conteúdo - Vénus

Vénus, a jóia do céu, era conhecida pelos primeiros astrónomos como estrela da manhã e estrela da tarde. Esses astrónomos pensavam que Vénus era composta por dois corpos distintos. Vénus, a deusa romana do amor e da beleza, está coberta por uma espessa camada de nuvens em turbilhão.

Os astrónomos referem-se a Vénus como o planeta irmão da Terra. São ambos semelhantes em dimensão, massa, densidade e volume. Ambos foram formados mais ou menos ao mesmo tempo e condensados a partir da mesma nebulosa. Contudo, nos últimos anos os cientistas descobriram que as semelhanças terminam aqui. Vénus é muito diferente da Terra. Não tem oceanos e está envolto por uma atmosfera pesada composta principalmente por dióxido de carbono e quase sem vapor de água. As suas nuvens são compostas por gotas de ácido sulfúrico. Na superfície, a pressão atmosférica é 92 vezes a da Terra ao nível do mar.

Vénus é queimado por uma temperatura à superfície de aproximadamente 482° C (900° F). Esta elevada temperatura deve-se principalmente a uma rápido efeito estufa originado pela pesada atmosfera de dióxido de carbono. A luz do Sol passa pela atmosfera e aquece a superfície do planeta. O calor é irradiado mas fica aprisionado pela densa atmosfera que não permite a sua fuga para o espaço. Isto torna Vénus mais quente que Mercúrio.

Um dia Venusiano tem 243 dias Terrestres e é mais longo que o seu ano de 225 dias. Curiosamente, Vénus gira de leste para oeste. Para um observador em Vénus, o Sol nasceria a oeste e teria o seu ocaso a leste.

Até há pouco tempo, a densa cobertura de nuvens de Vénus impediu a observação aos cientistas da natureza geológica da sua superfície. O aperfeiçoamento dos rádio-telescópios e sistemas de radares de imagem orbitando o planeta tornaram possível ver a superfície através do patamar de nuvens. Quatro das mais bem sucedidas missões a revelarem a superfície Venusiana são a Missão Pioneer Vénus da NASA (1978), as missões Soviéticas Venera 15 e 16 (1983-1984), e a missão Magalhães de mapeamento por radar da NASA (1990-1994). À medida que estas sondas começaram a mapear o planeta, uma outra imagem de Vénus se revelou.

A superfície de Vénus é relativamente nova, geologicamente falando. Parece ter sido refeita completamente há 300 a 500 milhões de anos atrás. Os cientistas debatem o como e porquê deste acontecimento. A topografia Venusiana é composta de vastas planícies cobertas de correntes de lava e montanhas ou regiões montanhosas deformadas por actividade geológica. O Maxwell Montes em Ishtar Terra é o pico mais alto de Vénus. A região montanhosa de Aphrodite Terra estende-se por quase metade de todo o equador. As imagens da missão Magalhães das regiões montanhosas acima de 2.5 quilómetros são habitualmente brilhantes, característica de um solo húmido. Contudo, água em estado líquido não existe à superfície e não é a responsável pelo brilho característico das regiões montanhosas. Uma teoria sugere que a matéria brilhante possa ser uma formação de compostos metálicos. Estudos feitos revelaram que o material poderá ser pirite (também conhecida por ouro dos trouxas). Este é instável nas planícies mas poderá ser estável nas regiões montanhosas. Este material poderá também ser algum tipo de material exótico que daria os mesmos resultados mas em concentrações mais baixas.

Vénus está marcado por numerosas crateras de impacto distribuídas aleatoriamente pela superfície. Pequenas crateras com menos de 2 quilómetros são praticamente inexistentes graças à pesada atmosfera Venusianas. As excepções ocorrem quando grandes meteoritos se fraccionam pouco antes do impacto, criando aglomerados de crateras. Vulcões e formações vulcânicas são ainda mais numerosas. Pelo menos 85% da superfície de Vénus está coberta de rocha vulcânica. Gigantescas correntes de lava, que se estendem por centenas de quilómetros, inundaram as zonas de baixo relevo criando vastas planícies. Mais de 100.000 pequenos vulcões preenchem a superfície juntamente com centenas de grandes vulcões. As correntes dos vulcões abriram longos e sinuosos canais que se prolongam por centenas de quilómetros, tendo um deles aproximadamente 7.000 quilómetros.

Foram encontradas, em Vénus, gigantescas caldeiras, com mais de 100 quilómetros de diâmetro. Algumas formações de Vénus são únicas, como as coronae e as aracnóides. Coronae são grandes formações ovais, rodeadas de penhascos com centenas de quilómetros de diâmetro. Pensa-se que são elevações do manto expressos na superfície. Aracnóides são formações circulares ou alongadas semelhantes às coronae. Ambas poderão ter aparecido como resultado de rochas fundidas deslizando pelas fracturas da superfície, produzindo sistemas de diques e fracturas radiais.

Estatísticas de Vénus
Massa (kg)	4.869e+24
Massa (Terra = 1)	.81476
Raio equatorial (km)	6,051.8
Raio equatorial (Terra = 1)	.94886
Densidade média (gm/cm^3)	5.25
Distância média do Sol (km)	108,200,000
Distância média do Sol (Terra = 1)	0.7233
Período de rotação (dias)	-243.0187
Período orbital (dias)	224.701
Velocidade orbital média(km/s)	35.02
Excentricidade orbital	0.0068
Inclinação do eixo (graus)	177.36
Inclinação orbital (graus)	3.394
Gravidade equatorial na superfície (m/seg^2)	8.87
Velocidade de escape no equador(km/seg)	10.36
Albedo geométrico visual	0.65
Magnitude (Vo)	-4.4
Temperatura média na superfície	482°C
Pressão Atmosférica (bars)	92
Composição atmosférica Dióxido de Carbono Nitrogénio Vestígios de : Dióxido de enxofre, vapor de água, monóxido de carbono, árgon, hélio, neón, cloreto de hidrogénio e fluoreto de hidrogénio.	96% 3+%

Imagem de Vénus pela Mariner 10

Esta bonita imagem de Vénus é um mosaico de três imagens tiradas pela Mariner 10 em 5 de Fevereiro de 1974. Mostra-nos a espessa cobertura de nuvens que impede a observação óptica da superfície de Vénus. Somente através do mapeamento por radar é que a superfície se revela. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vénus pela Galileo

Em 10 de Fevereiro de 1990 a sonda Galileo obteve esta imagem de Vénus. Apenas se observa a sua camada de nuvens. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Imagem de Vénus pelo Hubble

Esta é uma imagem de Vénus em luz ultravioleta tirada pelo Telescópio Espacial Hubble a 24 de Janeiro de 1995, quando Vénus estava a uma distância de 113,6 milhões de quilómetros da Terra. Em comprimentos de onda ultravioleta as formações de nuvens tornam-se distintas. Em especial, uma formação em "Y" horizontal vista próximo do equador. As regiões polares são mais brilhantes, possivelmente mostrando uma neblina de pequenas partículas sobrepondo-se às nuvens. As regiões escuras mostram a localização de dióxido de enxofre aumentado junto ao tecto de nuvens. De missões anteriores, os astrónomos sabem que tais formações viajam de Este para Oeste com os ventos predominantes de Vénus, dando uma volta completa ao planeta em quatro dias. (Crédito: L. Esposito, University of Colorado, Boulder, and NASA)

Vénus 

Esta é uma vista global da superfície de Vénus, centrada a 180 graus longitude Este. A cor simulada serve para evidenciar estruturas de pequena escala. (Cortesia NASA/JPL)

Cinco Vistas globais 

A superfície de Vénus é apresentada em cinco vistas globais. A imagem ao centro (A) está centrada sobre o pólo norte de Vénus. As restantes estão centradas sobre o equador de Vénus a (B) 0 graus longitude, (C) a 90 graus Este, (D) a 180 graus e (E) a 270 graus. A região brilhante perto do centro da vista polar é Maxwell Montes, a mais alta cadeia de montanhas de Vénus. Ovda Regio aparece centrada na vista (C) 90 graus Este. Atla Regio é proeminentemente observada na vista (D) 180 graus. (Cortesia NASA/JPL)

Vista Hemisférica de Vénus 

A vista hemisférica de Vénus, revelada por mais de uma década de investigações radar que culminaram com a missão Magalhães em 1990-1994, está centrada a 0 graus Este de longitude. A resolução real desta imagem é de 3 quilómetros. Foi processada para melhorar o contraste e dar ênfase a pequenas formações, e codificada por cor para representar as elevações. (Cortesia NASA/USGS)

Vistas Hemisféricas Adicionais de Vénus

• Vista a 90°E longitude.
• Vista a 180°E longitude.
• Vista a 90°O longitude.
• Vista centrada sobre o pólo norte.
• Vista centrada sobre o pólo sul.

Mapa Venusiano 

Esta imagem é uma projecção Mercator da topografia Venusiana. Foram atribuídos nomes a muitas das diferentes regiões. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. (Copyright Calvin J. Hamilton)

Mapa Topográfico Venusiano 

Este é outra projecção de Mercator da topografia Venusiana. O mapa estende-se de -66,5 a 66,5 graus em latitude e começa a 240 graus longitude. A versão a Preto & Brancodesta imagem também está disponível. (Cortesia A.Tayfun Oner)

Topografia Venusiana 

Esta imagem é uma projecção de Mercator da topografia Venusiana das regiões montanhosas, tais como Ishtar Terra, Aphrodite Terra, Alpha Region e Beta Regio, mostradas em amarelo e laranja. As regiões baixas estão representadas em azul. (Courtesy NASA/JPL)

Mapa Cilíndrico de Vénus 

Vénus é mostrado neste simples mapa cilíndrico da superfície. Os limites esquerdo e direito da imagem estão a 240 graus Este longitude. O topo e fundo da imagem estão a 90 graus Norte latitude e 90 graus Sul latitude, respectivamente. A região brilhante no topo esquerdo ao centro é Maxwell Montes, a mais alta cadeia montanhosa de Vénus. Aphrodite Terra, grande região de terras altas, estende-se do equador ao centro direita. Os sinais escuros espalhados na imagem são halos que rodeiam crateras mais recentes. A globalidade destes dados revelam um número de crateras consistente com a idade média da superfície de Vénus de 300 milhões a 500 milhões de anos. (Cortesia NASA/JPL)

Gula Mons e Cratera Cunitz 

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em perspectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está situado a 1.310 quilómetros a sudoeste de Gula Mons numa elevação de 0,78 quilómetros. O ponto de vista aponta para Noroeste, com Gula Mons aparecendo no horizonte. Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura, está localizado aproximadamente a 22 graus Norte de latitude, 359 graus Este de longitude. A cratera de impacto Cunitz, nome da astrónoma e matemática Maria Cunitz, é visível no centro da imagem. A cratera tem 48,5 quilómetros de diâmetro e está a 215 quilómetros do ponto de vista do observador. (Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio - Vale em Fenda 

Uma parte de Eistla Regio Ocidental é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 725 quilómetros a Sudeste de Gula Mons. Um Vale em Fenda, em primeiro plano, estende-se até à base de Gula Mons, um vulcão com 3 quilómetros de altura. Esta vista está de frente para Noroeste, com Gula Mons aparecendo à direita no horizonte. Sif Mons, um vulcão com 300 quilómetros de diâmetro, e com 2 quilómetros de altura, aparece à esquerda de Gula Mons, ao fundo.(Cortesia NASA/JPL)

Eistla Regio 

Uma parte de Eistla Regio é mostrada nesta imagem tridimencional, em prespectiva, da superfície de Vénus. O ponto de vista está localizado a 1.100 quilómetros a Noroeste de Gula Mons, numa elevação de 7,5 quilómetros. Correntes de lava estendem-se por centenas de quilómetros pelas planícies fracturadas, em primeiro plano, até à base de Gula Mons. Esta imagem mostra o Sudoeste com Gula Mons aparecendo à esquerda, logo abaixo da linha de horizonte. Sif Mons aparece à direita de Gula Mons. A distância entre Sif Mons e Gula Mons é de, aproximadamente, 730 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Planalto Lakshmi 

As escarpas sul e enseadas Ocidentais de Ishtar Terra são mostradas nesta imagem tridimensional, em prespectiva. Ishtar Terra Ocidental é, aproximadamente, do tamanho da Austrália, e é um dos maiores focos de investigações da Magalhães. A região montanhosa está situada entre 2,5 e 4 quilómetros de altitude, no centro de um planalto chamadoPlanalto Lakshmi que pode ser visto à distância, à direita. Aqui, a superfície do planalto cai precipitadamente para as planícies limítrofes, com declives cuja inclinação excede os 5% em 50 quilómetros. (Cortesia NASA/JPL)

Imagem Tridimensional, em Prespectiva, de Alpha Regio 

Uma parte de Alpha Regio é mostrada nesta imagem tridimensional, em prespectiva, da superfície de Vénus. Alpha Regio, elevação topográfica com aproximadamente 1.300 quilómetros de extensão, está centrada a 25 graus de latitude Sul, 4 graus de longitude Este. Em 1963, Alpha Regio foi a primeira região a ser identificada por radar da Terra. As zonas brilhantes da imagem de Alpha Regio são caracterizadas por múltiplos conjuntos de intersecções compostas de sulcos, gargantas, que originam formas poligonais. Mesmo a Sul deste complexo terreno está uma grande formação ovoide chamada Eve. O ponto brilhante da imagem de radar, centralizada em Eve, marca a localização do primeiro meridiano de Vénus. (Cortesia NASA/JPL)

Arachnoids 

Arachnoids são uma das mais espantosas formações encontradas em Vénus. Elas são vistas, no radar, como planos escuros na imagem da Magalhães, num mosaico da região de Fortuna. Tal como o nome sugere, Arachnoids são formações ovais, com anéis concentricos e uma complexa rede de fracturas estendendo-se para fora. Os Arachnoids variam em tamanho de, aproximadamente, 50 a 230 quilómetros de diâmetro. Arachnoids são similares em forma, mas geralmente menores, que as Coronae (estruturas vulcânicas circulares cercadas por cordilheiras e sulcos, bem como linhas radiais). Uma teoria, no que diz respeito à sua origem, diz que elas são precursoras da formação Coronae. As linhas brilhantes, que o radar mostra, estendendo-se por muitos quilómetros, podem ter resultado da magma elevado do interior do planeta, e que empurrou a superfície para cima formando "fendas". Correntes de lava brilhantes, no radar, estão presentes na 1. e 3. imagens, e também indicam actividade vulcânica nesta área. Algumas das fracturas atravessam estas correntes, indicando que as correntes ocorreram antes das fracturas surgirem. Tal relação entre diferentes estruturas fornecem boas evidências para uma relativa datação dos eventos. (Cortesia NASA/JPL)

Linhas Paralelas 

São visíveis dois grupos de formações paralelas que se intersectam quase em ângulos rectos. A regularidade deste terreno fez com que os cientistas o alcunhassem de terreno papel gráfico. Os fracos delineados são espaçados em intervalos de 1 quilómetro e estendem-se além dos limites da imagem. Os mais brilhantes e mais dominantes delineados, são menos regulares e frequentemente parecem iniciar e terminar onde interceptam os delineados mais fracos. Ainda não é claro onde os dois conjuntos de delineados representam falhas ou fracturas porém, em áreas fora da imagem, os delineados brilhantes estão associados com crateras e outras formações vulcânicas. (Cortesia Calvin J. Hamilton)

Fotografias da Superfície pelas Venera 9 e 10 

As sondas Soviéticas Venera 9 e 10 foram lançadas a 8 e 14 de Junho de 1975, respectivamente, para fazer algo sem precedentes: pousar na superfície de Vénus e obter fotografias. A Venera 9 tocou a superfície de Vénus a 22 de Outubro de 1975 às 17.13 horas, a cerca de 32 graus Sul, 291 graus Este, com o Sol perto do zénite. Funcionou durante 53 minutos, permitindo a obtenção de uma única fotografia. A Venera 9 pousou num declive com uma inclinação de cerca de 30 graus em relação ao horizonte. A parte branca na base da imagem é parte da sonda. A distorção é provocada pelo sistema de imagem da Venera. Pedras angulares, de tamanhos com 30 a 40 centímetros, dominam a paisagem, muitas semi-enterradas no solo. O horizonte é visível nos cantos superiores, tanto à esquerda como à direita.

A Venera 10 (em baixo) tocou a superfície de Vénus a 25 de Outubro de 1975 às 17.17 horas, a cerca de 16 graus Norte, 291 graus Este. A sonda ficou com uma inclinação de 8 graus. Devolveu à Terra esta imagem durante os 65 minutos que operou na superfície. O Sol estava perto do zénite durante esse tempo, e a luz era semelhante a um dia de Verão na Terra. Os objectos na parte inferior da imagem são peças da sonda. A imagem mostra lajes de rocha, parcialmente cobertas por uma fina camada de material, não muito diferente a uma área vulcânica na Terra. A grande laje em fundo estende-se por mais de 2 metros.

Fotografias Coloridas da Superfície pela Venera 13 

A 1 de Março de 1982 a Venera 13 tocou na superfície de Vénus a 7,5 graus Sul, 303 graus Este, a Este de Phoebe Regio. Foi a primeira missão Venera a incluir uma câmara de televisão a cores. A Venera 13 resistiu na superfície por 2 horas e 7 minutos, tempo suficiente para obter 14 imagens. Esta imagem foi conseguida usando filtros de cor azul, verde e vermelho, com uma resolução de 4 a 5 minutos. Parte da sonda é visível na base da imagem. Estão visíveis lajes e solo. A verdadeira cor é difícil de avaliar, dado que a atmosfera de Vénus filtra a luz azul. A composição da superfície é semelhante ao basalto da Terra. No terreno ao fundo está a tampa da lente. Esta imagem é a metade esquerda da fotografia da Venera 13.