Marte

Marte é o quarto planeta a contar do Sol e é o último dos quatro planetas telúricos no sistema solar, situando-se entre a Terra e a cintura de asteróides a 1,5 UA do Sol (ou seja, a uma vez e meia a distância da Terra ao Sol). De noite, aparece como uma estrela vermelha, razão por que os antigos romanos lhe deram o nome de Marte, o deus da guerra. Os chineses, coreanos e japoneses chamam-lhe "Estrela de Fogo", baseando-se nos cinco elementos da filosofia tradicional oriental. Executa uma volta em torno do Sol em 687 dias terrestres (quase dois anos).
Marte é um planeta com algumas afinidades com a Terra: tem um dia com uma duração muito próxima do dia terrestre e o mesmo número de estações.
Marte tem calotas polares que contêm água e dióxido de carbono gelados, a maior montanha do sistema solar - o Olympus Mons, um desfiladeiro imenso, planícies, antigos leitos de rios secos, tendo sido recentemente descoberto um lago gelado. Os primeiros observadores modernos interpretaram aspectos da morfologia superficial de Marte de forma ilusória, que contribuíram para conferir ao planeta um estatuto quase mítico: primeiro foram os canais; depois as pirâmides, o rosto humano esculpido, e a região de Hellas no sul de Marte que parecia que, sazonalmente, se enchia de vegetação, o que levou a imaginar a existência de marcianos com uma civilização desenvolvida. Hoje sabemos que poderá ter existido água abundante em Marte e que formas de vida primitiva podem, de facto, ter surgido.


Mitologia
Ver artigo principal: Marte (mitologia)
Marte é um planeta conhecido desde a antiguidade e na mitologia helénica representa Ares, o deus da fúria e da guerra, devido à sua coloração avermelhada. O povo romano que herdou muito da sua cultura da Grécia chamou-lhe de Marte, nome por que hoje conhecemos, quer o deus, quer o planeta.
Outras civilizações observavam também Marte no céu nocturno: os egípcios conheciam-no como "Her Deschel" ou "O Vermelho". Já para os babilónios, Marte era "Nergal" ou "A Estrela da Morte".


História de observação e exploração

Comparação do tamanho dos planetas (da esquerda para a direita): Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
Marte é conhecido desde a antiguidade, e destaca-se no céu pelo seu aspecto avermelhado; devido a isso é conhecido como o "O Planeta Vermelho". Os babilónios já faziam observações cuidadosas do que eles chamavam de Nergal (A Estrela da Morte), mas tudo o que viam tinham propósitos exclusivamente religiosos. Os gregos são os primeiros a fazer observações mais racionais e identificaram Marte como sendo uma das cinco estrelas errantes (planetas) do céu. O astrónomo grego Hiparco (160 - 125 a.C.) verificou que Marte nem sempre se movia de oeste para leste. Ocasionalmente, o planeta invertia o seu caminho no céu para a direcção contrária; para depois voltar a deslocar-se normalmente; esta característica tornava a procura do planeta muito difícil e era contrária à teoria vigente de que a Terra era o centro do universo.
As observações do movimento aparente de Marte feitas por Tycho Brahe (1546 - 1601) permitiram a seu discípulo Johannes Kepler descobrir as leis dos movimentos dos planetas, que deram suporte à teoria heliocêntrica de Copérnico.

sítio da Viking Lander 1 em Chryse Planitia.
Em 1655, Christiaan Huygens faz experimentações com novos óculos e nesse mesmo ano constrói um bom telescópio com uma ampliação de 50x. Em 1659, quando Marte se encontrava em oposição, Huygens decide ver Marte com o seu telescópio e distingue manchas no disco do planeta e no seu esboço faz uma marca em forma de V, o que é hoje identificado como Syrtis Major. Huygens notou que a marca se movia, e assim calculou a rotação do planeta, anotando no seu diário: «A rotação de Marte, como a da Terra, parece ter um período de 24 horas.»
O ano de 1877 foi um ano-chave para os estudos do planeta, já que Marte se encontrava numa oposição muito mais próxima da Terra. E assim, o astrónomo norte-americano Asaph Hall descobre os satélites naturais de Marte: Fobos e Deimos; e o italiano Giovanni Schiaparelli dedicou-se a cartografar cuidadosamente o planeta; com efeito, ainda hoje se usa a nomenclatura criada por ele para os nomes das regiões marcianas: Syrtis Major, Noachis, Solis Lacus, entre outros nomes. Já a nomenclatura das observações de Marte na Madeira em Agosto e Setembro de 1877 por Nathaniel Green não prevaleceram. Essa nomenclatura tinha nomes mais antigos e honrava personalidades da astronomia.
Schiaparelli também acreditou que observava umas linhas finas em Marte, a que baptizou de canali (canais). Em inglês a palavra foi traduzida como canals em vez de channels, o que implicava algo de artificial, o que despertou a mente do aristocrata norte-americano Percival Lowell que se dedicou a especular sobre vida inteligente em Marte. Lowell estava tão entusiasmado que montou o seu próprio observatório. As suas observações convenceram-no que Marte era um planeta que estava a secar, e que existia uma antiga civilização marciana que construiu esses canais para drenar as calotas polares e enviar água para as cidades sedentas.
Essa ideia de uma civilização marciana passou para a imaginação popular. H.G. Wells escreve A Guerra dos Mundos em 1898 em que a Terra seria invadida por marcianos que usavam armas poderosas. Em 1938, Orson Welles fez uma adaptação do conto para a rádio o que causou o pânico generalizado e que levou a que algumas pessoas fugissem e outras afirmarem que sentiam o cheiro do gás venenoso lançado pelos marcianos ou que viam luzes ao longe, da luta dos marcianos para se apoderarem da Terra.
Mais tarde, provou-se que a grande maioria dos canais eram apenas uma ilusão de óptica. Na década de 1950, já quase ninguém acreditava em vida inteligente em Marte, mas muitos estavam convencidos da existência de musgos e líquenes primitivos.
Em plena Guerra Fria, em que as potências da época se envolveram numa corrida espacial, os soviéticos são os primeiros a tentar enviar sondas a Marte para descobrir o que se passava no planeta, mas nenhuma delas teve sucesso. Os norte-americanos foram logo de seguida e o sucesso chegou com a segunda tentativa através da sonda Mariner 4 que, em 1965, orbita Marte e consegue tirar a primeira fotografia próxima do planeta, mas de muito fraca qualidade. Os soviéticos só conseguiram fazer pousar uma sonda em Marte em 1974.
A 20 de Julho de 1976, a sonda norte-americana Viking I pousa em Chryse Planitia, uma planície circular na região equatorial norte de Marte, perto de Tharsis, e tira a primeira fotografia da superfície. A sonda gémea, a Viking II pousa a 3 de Setembro do mesmo ano em Utopia Planitia. Estas duas sondas operaram durante anos, até que as suas baterias falharam. Com esta missão, as ideias de uma civilização marciana e de vida primitiva ao nível de musgos foram postas de lado, mas dúvidas quanto a existência de bactérias continuaram a persistir.
A sonda Mars Pathfinder chega a Marte a 4 de Julho de 1997 e pousa em Chryse Planitia, na região de Ares Vallis, libertando um pequeno veículo robô que explorou e investigou diferentes rochas, verificando a origem vulcânica de uma ou a erosão causada pelo vento ou pela água de outras. Entretanto, a sonda de pouso enviou mais de 16 500 imagens e fez 8,5 milhões de medições à pressão atmosférica, temperatura e velocidade do vento. A 11 de Setembro do mesmo ano, chega a sonda Mars Global Surveyor, e a sua missão consistiu em fotografar o planeta com uma resolução muito maior que as missões anteriores conseguiriam fazer.

Marte visto pelo robô Spirit.
A Agência Espacial Europeia (ESA) entra na corrida enviando a sonda orbital Mars Express ao planeta vermelho. Esta chega a Marte no final de 2003, e lança um robô para explorar a superfície, mas o dispositivo não deu sinais de funcionamento após a chegada ao planeta vermelho. Já a sonda orbital tem sido marcada pelo sucesso, especialmente no que toca às descobertas envolvendo a água. De destacar a descoberta, em meados de 2005, do primeiro lago gelado encontrado no planeta.
Outras missões mais recentes bem sucedidas são as dos robôs de exploração "Spirit" (Espírito) e seu irmão gémeo "Opportunity" (Oportunidade) que exploram Marte desde Janeiro de 2004.
O robô Spirit pousou na grande e intrigante cratera Gusev. O robô Opportunity pousou em Meridiani Planum, no pólo norte. Apesar de Meridiani Planum ser uma planície, sem campos de rochas, o robô Opportunity rolou para a pequena cratera Eagle com apenas 20 metros de diâmetro. A parede da cratera tinha uma formação rochosa intrigante com rochas colocadas em camadas, que podem ter várias origens desde depósitos de cinza vulcânica a sedimentos causados pelo vento ou água. Depois de pesquisas feitas pelo robô a sedimentos, a NASA chega à conclusão que a Opportunity pousou numa antiga costa de um antigo mar salgado em Marte.
Todas estas missões foram feitas por máquinas e não pelo homem. Várias pessoas já partiram em defesa das missões tripuladas a Marte como o próximo passo lógico. Por causa da distância entre Marte e a Terra, a missão traria mais riscos e seria mais cara que as viagens à Lua, apesar de muitos acreditarem serem bem mais proveitosas que o envio de robôs. Seriam necessários mantimentos e combustível para uma viagem de ida e volta de 2 a 3 anos. Uma proposta chamada «Mars Direct» é tida como o plano mais prático e menos dispendioso para uma missão a Marte com seres humanos.

A concepção de um artista da terraformação de Marte.
A Agência Espacial Europeia tem como objectivo o envio de uma missão humana a Marte no ano 2030, como parte do seu Programa Aurora. Já os norte-americanos pretendem voltar à Lua em 2015, abrindo caminho para missões a Marte no futuro.
Nos últimos séculos, alguns cientistas acreditavam e acreditam que Marte é um forte candidato para a terraformação e colonização humana. A criação de uma colónia em Marte faria reduzir os custos da viagem e dificuldades técnicas da exploração humanas no planeta. Para terraformar Marte ter-se-ia que construir a atmosfera e aquecê-la. Uma atmosfera mais grossa de dióxido de carbono e outros gases de efeito-estufa iria aprisionar a radiação solar e ambos os processos construir-se-iam um ao outro. As fábricas que na Terra produzem gases nocivos ao planeta, em Marte teriam um efeito de terraformação, caso fossem construídas grandes fábricas. Além disso seriam necessárias plantas e outros organismos geneticamente alterados de forma a diversificar os gases da atmosfera.

Terra

A Terra é um planeta do Sistema Solar, sendo o terceiro em ordem de afastamento do Sol e o quinto em diâmetro. É o maior dos quatro planetas rochosos . Entre os planetas do sistema, a Terra tem condições únicas: mantém grandes quantidades de água em estado líquido, tem placas tectónicas e um forte campo magnético. A atmosfera interage com os sistemas vivos. A ciência moderna coloca a Terra como único corpo planetário conhecido que possui vida da forma a qual conhecemos. Alguns cientistas como James Lovelock consideram que a Terra é um sistema vivo chamado Gaia.
O planeta Terra tem aproximadamente uma forma esférica, mas a sua rotação causa uma pequena deformação para a forma elipsóidal (achatada aos pólos). A forma real da Terra é chamada de Geóide, apresenta forma muito irregular, ondulada, matematicamente complexa.


Estrutura da Terra
O interior da Terra, assim como o interior de outros planetas rochosos, é dividido por critérios químicos em uma camada externa (crosta) de silício, um manto altamente viscoso, e um núcleo que consiste de uma porção sólida envolvida por uma pequena camada líquida. Esta camada líquida dá origem a um campo magnético devido a convecção de seu material, eletricamente condutor.
O material do interior da Terra encontra frequentemente a possibilidade de chegar à superfície, através de erupções vulcânicas e fendas oceânicas. Muito da superfície terrestre é relativamente novo, tendo menos de 100 milhões de anos; as partes mais velhas da crosta terrestre têm até 4,4 mil milhões de anos.
Camadas terrestres, a partir da superfície:
Litosfera (de 0 a 60,2km)
Crosta (de 0 a 30/35 km)
Manto (de 60 a 2900 km)
Astenosfera (de 100 a 700 km)
Núcleo externo (líquido - de 2900 a 5100 km)
Núcleo interno (sólido - além de 5100 km)
Tomada por inteiro, a Terra possui aproximadamente seguinte composição em massa:
34,6% de Ferro
30,2% de Oxigênio
15,2% de Silício
12,7% de Magnésio
2,4% de Níquel
1,9% de Enxofre
0,05% de Titânio
O interior da Terra atinge temperaturas de 5.270 K. O calor interno do planeta foi gerado inicialmente durante sua formação, e calor adicional é constantemente gerado pelo decaimento de elementos radioativos como urânio, tório, e potássio. O fluxo de calor do interior para a superfície é pequeno se comparado à energia recebida pelo Sol (a razão é de 1/20k).

A Terra no Sistema Solar
O movimento de rotação da Terra em torno de seu eixo dura 23 horas, 56 minutos e 4,09 segundos, o que equivale a um dia sideral. Nesse período a Terra completa uma volta em torno de um eixo que une o Pólo Sul ao Pólo Norte. Já o movimento de translação da Terra, efetuado ao redor do Sol, leva 365 dias e 6 horas solares médios - o que equivale a um ano sideral. A Terra tem um satélite natural, a Lua, que completa uma volta em torno do planeta a cada 27,3 dias.

Movimento de rotação da Terra
O plano de órbita da Terra e seu plano axial não são necessariamente alinhados: o eixo do planeta é inclinado por cerca de 23 graus e 30 minutos em relação ao um plano perpendicular à linha Terra-Sol. Essa inclinação é responsável pelas estações do ano. Já o plano Terra-Lua é inclinado por cerca de 5 graus em relação ao plano Terra-Sol - se não fosse, haveria um eclipse a cada mês.
A esfera de influência gravitational (esfera da Hill) da Terra tem raio de aproximadamente 1,5 Gm, dentro do qual a Lua orbita confortavelmente.
Note que, como uma rotação da Terra em torno de seu eixo dura menos que um dia médio solar (23h 56m 4,09 s= 0,99727*24h), o movimento de translação da Terra, efetuado ao redor do Sol, corresponde a 366,2564 rotações (365,2564/0,99727). Ou seja, embora um ano tenha aproximadamente 365 dias, a Terra efectua 366 rotações num ano, por causa dos graus extra que tem que fazer cada dia, entre dois «meio-dia solares».

Órbita da Terra (animação). Note que a excentricidade da órbita, que é quase circular, está muito exagerada, por razões de ordem estética e para frisar essa mesma excentricidade.
Como a Terra está em movimento em volta do Sol, não basta uma rotação completa para o Sol voltar a ficar no zénite. Como a Terra mudou de posição e «avançou» uns 2500 milhares de quilómetros o planeta ainda tem que rodar alguns graus extra para que o Sol apareça de novo na mesma posição.
Como a velocidade da Terra é maior quando ela está mais próxima do Sol (periélio) e menor quando ela está mais distante (afélio), o número de graus extra necessários é maior no Inverno (Hemisfério Norte) do que no Verão (Hemisfério Norte). Ou seja, os dias solares são mais compridos no Inverno (do Hemisfério Norte, Verão, no Hemisfério Sul). No Inverno, o dia solar é superior a 24 horas (o dia médio solar) e, no verão, inferior a 24 horas.
As datas em que ocorrem o periélio e o afélio mudam de ano para ano, e uma tabela com as datas deste evento entre 2000 e 2010 pode ser conferida aqui.

Vénus

Vénus é o segundo planeta do Sistema Solar em ordem de distância a partir do Sol. Recebe seu nome em honra da deusa romana do amor Vénus. Trata-se de um planeta do tipo terrestre ou telúrico, chamado com frequência de planeta irmão da Terra, já que ambos são similares quanto ao tamanho, massa e composição. A órbita de Vénus é uma elipse praticamente circular, com uma excentricidade de menos de 1%.
Vénus encontra-se mais próximo do Sol do que a Terra, podendo ser encontrado aproximadamente na mesma direção do Sol (sua maior inclinação é de 47,8°). Da Terra pode ser visto somente algumas horas antes da alvorada ou depois do ocaso. Apesar disso, quando Vénus está mais brilhante pode ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua). Vénus é normalmente conhecido como a estrela da manhã (Estrela d'Alva) ou estrela da tarde (vésper) ou ainda Estrela do Pastor. Quando visível no céu noturno, é o objeto mais brilhante do firmamento, além da Lua, devido ao seu grande brilho, cuja magnitude pode chegar a -4,4 (costuma-se ser da magnitude de -3,8)
Por este motivo, Vénus era conhecido como o planeta desde os tempos pré-históricos. Seus movimentos no céu eram conhecidos pela maioria das antigas civilizações, adquirindo importância em quase todas as interpretações astrológicas do movimento planetário. Em particular, a civilização maia elaborou um calendário religioso baseado nos ciclos de Vénus. O símbolo do planeta Vénus é uma representação estilizada do símbolo da deusa Vénus: um círculo com uma pequena cruz abaixo, utilizado também para representar o sexo feminino.
O adjetivo venusiano é mais comumente usado para Vénus, embora seja etimologicamente incorreto. O verdadeiro adjetivo do latim, venéreo, não é usado porque a aceitação moderna da palavra se associa com as enfermidades venéreas, particularmente as de transmissão sexual.

Características orbitais

Órbita
Os outros planetas exibem órbitas elípticas, ao contrário de Vénus, que tem uma órbita parecida com um círculo, com uma excentricidade inferior a 1%.
Como Vénus está mais próximo do Sol do que a Terra, sempre aparece próximo deste, sendo que a máxima distância angular entre ambos os corpos é de 47,8°. Deste modo na Terra pode ser visto poucas horas antes do amanhecer (quando recebe o nome de estrela da manhã ou Estrela d'Alva) ou pouco depois do anoitecer (quando recebe o nome de Estrela Vésper). Nos períodos em que Vénus está mais brilhante pode sem dúvida ser visto durante o dia, sendo um dos dois únicos corpos celestes que podem ser vistos tanto de dia como de noite (sendo o outro a Lua).
O ciclo entre duas inclinações máximas dura 584 dias. Depois de 584 dias Vénus aparece numa posição a 72° da inclinação anterior. Depois de 5 períodos de 72° em uma circunferência, Vénus regressa ao mesmo ponto do céu a cada 8 anos (menos dois dias correspondentes aos anos bissextos). Este período era conhecido como o ciclo Sothis no Antigo Egito.
Na conjunção inferior, Vénus pode se aproximar da Terra mais do que nenhum outro planeta. No dia 16 de Dezembro de 1850, Vénus alcançou uma distância mais próxima da Terra desde 1800 com um valor de 39.514.827 quilômetros (0,26413854 UA). Esta será a aproximação mais próxima da Terra até o ano 2101, quando Vénus alcançará uma distância de 39.541.578 quilômetros (0,26431736 UA).

Rotação
Observado de um ponto hipotético localizado acima do pólo Norte do Sol, Vénus gira sobre si mesmo lentamente num movimento de Leste a Oeste (sentido horário) ao invés de Oeste a Leste (movimento anti-horário) como os demais planetas (exceto Urano). Esta rotação contrária aos demais planetas fica a dever-se ao facto de Vénus ter os pólos invertidos. Se se pudesse ver o Sol na superfície de Vénus, este nasceria no Oeste e teria o seu ocaso no Leste com uma duração dia-noite de 116,75 dias terrestres, correspondendo um ano terrestre a 1,92 dias venusianos. Apesar da rotação horária, os períodos de rotação e orbital de Vénus estão sincronizados de tal maneira que apresenta sempre a mesma face do planeta para a Terra quando ambos os corpos estão a menor distância. Isto poderia ser uma simples coincidência, porém existem especulações sobre uma possível origem desta sincronização como resultado da ação das marés, afetando a rotação de Vénus quando ambos os corpos estão suficientemente próximos.

Características físicas

Atmosfera
Vénus possui uma densa atmosfera, composta em sua maior parte por dióxido de carbono e uma pequena quantidade de azoto. A pressão atmosférica ao nível do solo é de 90 vezes superior à pressão atmosférica na superfície terrestre (uma pressão equivalente a uma profundidade de um quilômetro abaixo do nível do mar na Terra). A enorme quantidade de CO2 da atmosfera provoca um forte efeito estufa que eleva a temperatura da superfície do planeta até 460 °C nas regiões menos elevadas ao redor do Equador. Isto faz Vénus ser mais quente do que Mercúrio, apesar de estar a mais do que o dobro da distância do Sol que este e receber somente 25% de sua radiação solar (2.613,9 W/m² na atmosfera superior e 1.071,1 W/m² na superfície). Devido à inércia térmica de sua pesada atmosfera e ao transporte de calor pelos fortes ventos de sua atmosfera, a temperatura não varia de forma significativa entre o dia e a noite. Apesar da lenta rotação de Vénus (menos de uma rotação por ano venusiano, equivalente a uma velocidade de rotação no Equador de 6,5km/h), os ventos da atmosfera superior circundam o planeta em somente 4 dias, distribuindo eficazmente o calor. Além do movimento zonal da atmosfera de Oeste a Leste, há um movimento vertical em forma de célula de Hadley, que transporta o calor do Equador até as regiões polares, incluindo as latitudes médias do lado não iluminado do planeta.
A radiação solar quase não alcança a superfície do planeta. As densas camadas de nuvens refletem a maior parte da luz do Sol ao espaço, e a maior parte da luz que atravessa as nuvens é absorvida pela atmosfera. Isto impede a maior parte da luz do Sol de aquecer a superfície. O albedo bolométrico de Vénus é de aproximadamente 60%, e seu albedo visual é ainda maior, o qual conclui que, apesar de encontrar-se mais próximo do Sol do que a Terra, a superfície de Vénus não se aquece nem se ilumina como era de esperar pela radiação solar que recebe. Na ausência do efeito estufa, a temperatura na superfície de Vénus poderia ser similar à da Terra. O enorme efeito estufa, associado à imensa quantidade de CO2 na atmosfera retém o calor, provocando as elevadas temperaturas deste planeta.
Os fortes ventos na parte superior das nuvens podem alcançar 350 km/h, embora a nível do solo, os ventos são muito mais lentos. Apesar disto, devido a altíssima pressão da atmosfera na superfície de Vénus, estes fracos ventos exercem uma força considerável contra os obstáculos. As nuvens são compostas principalmente por gotículas de dióxido de enxofre e ácido sulfúrico, e cobrem o planeta por inteiro, ocultando a maior parte dos detalhes da superfície à observação externa. A temperatura da parte superior das nuvens (a 70 km acima da superfície) é de -45 °C. A temperatura média da superfície de Vénus, é de 464 °C. A temperatura da superfície nunca é menor do que 400 °C.

Características da superfície

Imagem obtida por radar da superfície de Vénus, centrada à longitude 180° Leste
Vénus tem uma lenta rotação retrógrada, o que significa que gira de Leste a Oeste, ao invés de fazê-lo de Oeste a Leste como fazem a maioria dos demais planetas. (Plutão e Urano também tem uma rotação retrógrada, embora o eixo de rotação de Urano, inclinado a 97,86°, praticamente segue o plano orbital). Se desconhece porque Vénus é diferente neste aspecto, embora poderia ser o resultado de uma colisão com um grande asteróide em algum momento do passado remoto. Além desta rotação retrógrada incomum, o período de rotação de Vénus e sua órbita estão quase sincronizados, de maneira que sempre apresenta o mesmo lado para a Terra, quando os dois planetas se encontram em sua máxima aproximação (5.001 dias venusianos entre cada conjunção inferior). Isto poderia ser o resultado das forças das marés que afetam a rotação de Vénus cada vez que os planetas se encontram suficientemente próximos, embora não se conhece com clareza o mecanismo.
Vénus tem duas mesetas principais em forma de continentes, elevando-se sobre uma vasta planície. A meseta do Norte é chamada de Ishtar Terra, e contém a maior montanha de Vénus (Aproximadamente dois quilômetros mais alta que o Monte Everest), chamada de Maxwell Montes em honra de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tem o tamanho aproximado da Austrália. No hemisfério Sul se encontra Aphrodite Terra, maior que o anterior e com o tamanho equivalente ao da América do Sul. Entre estas mesetas existem algumas depressões do terreno, que incluem Atalanta Planitia, Guinevere Planitia e Lavinia Planitia. Com a única exceção do Maxwell Montes, todas as características distinguíveis do terreno (acidentes geográficos) adotam nomes de mulheres mitológicas.
A densa atmosfera de Vénus faz com que os meteoritos se desintegrem rapidamente na sua descida à superfície, embora os maiores possam chegar à superfície, originando uma cratera quando têm energia cinética suficiente. Por causa disto, não podem formar crateras de impacto com menos de 3,2 quilômetros de diâmetro.
Aproximadamente 90% da superfície de Vénus parece consistir em basalto recentemente solidificado (em termos geológicos) com muito poucas crateras de meteoritos. As formações mais antigas presentes em Vénus não parecem ter mais de 800 milhões de anos, sendo a maior parte do solo consideravelmente mais jovem (não mais do que algumas centenas de milhões de anos em sua maior parte), o qual sugere que Vénus sofreu um cataclisma que afetou a sua superfície, e não faz muito tempo no passado geológico.
O interior do planeta Vénus é provavelmente similar ao da Terra: um núcleo de ferro de 3.000 km de raio, com um manto rochoso que forma a maior parte do planeta. Segundo dados dos medições gravitacionais da sonda Magellan, a crosta de Vénus é mais dura e grossa do que se havia pensado. É sabido que Vénus não tem placas tectônicas móveis como a Terra, porém em seu lugar se produzem massivas erupções vulcânicas que inundam a sua superfície com lava fresca. Outras descobertas recentes sugerem que Vénus está vulcanicamente ativo.
O campo magnético de Vénus é muito fraco comparado com o de outros planetas do Sistema Solar. Isto se pode dever a sua lenta rotação, insuficiente para formar o sistema de «dínamo interno» de ferro líquido. Como resultado disto, o vento solar atinge a atmosfera de Vénus sem ser filtrado. Se supõe que Vénus teve originalmente tanta água como a Terra, pois que ao estar submetida a ação do Sol sem nenhum filtro protetor, o vapor d'água na alta atmosfera se dissocia em hidrogênio e oxigênio, escapando o hidrogênio ao espaço por causa da sua baixa massa molecular. A porcentagem de deutério (um isótopo pesado do hidrogênio que não escapa tão facilmente) na atmosfera de Vénus parece apoiar esta teoria. Se supõe que o oxigênio molecular se combinou com os átomos da crosta (embora grandes quantidades de oxigênio permanecem na atmosfera em forma de dióxido de carbono). Por causa desta seca, as rochas de Vénus são muito mais pesadas que as da Terra, o qual favorece a formação de montanhas maiores, vales profundos e outras formações.
Durante algum tempo acreditou-se que Vénus possuía um satélite natural com o nome de Neith, assim chamado em homenagem à deusa do Egito (cujo véu nenhum mortal poderia levantar). Foi aparentemente observado pela primeira vez por Giovanni Cassini em 1672. Outras observações esporádicas continuaram até 1892, porém estes registos visuais foram desacreditados (eram em sua maior parte estrelas tênues que pareciam estar no lugar correto em momento correto), e hoje se sabe que Vénus não tem nenhum satélite.

Mercúrio

Mercúrio é o mais próximo planeta do Sol e portanto o primeiro dos quatro planetas rochosos do sistema solar. Ele também é o menor planeta do nosso sistema, com diâmetro aproximadamente 40% menor do que o da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno. Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais depressa do que qualquer outro planeta.

Formação do planeta
A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há cerca de 4.5 bilhões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico denso e uma crusta de silicatos. Depois do intenso período de bombardeamento, correntes de lava percorreram o planeta e cobriram a crusta mais antiga. Por esta altura, já muitos dos fragmentos tinham desaparecido e Mercúrio entrou num período de bombardeamento mais ligeiro. Durante este período foram formadas as planícies intercrateras. Então Mercúrio arrefeceu. O núcleo contraiu-se o que por sua vez quebrou a crosta e produziu as escarpas. Durante o terceiro estágio, a lava correu pelas regiões mais baixas, produzindo as áreas mais planas. Durante o quarto estágio, bombardeamentos de micrometeoritos criaram uma superfície de poeira que é conhecida por regolito. Alguns meteoritos pouco maiores atingiram a superfície e produziram as crateras de raios luminosos. Além de colisões ocasionais de meteoritos, a superfície de Mercúrio já não é activa e permanece no mesmo estado de há milhões de anos.