Venus: todo sobre su atmósfera, superficie y composición planetaria

Venus es el segundo planeta desde el Sol y el vecino planetario más cercano a la Tierra. Es el tercer objeto más brillante, visto desde nuestro cielo, después del Sol y la Luna. Venus gira lentamente en dirección opuesta a la de la mayoría de los planetas.

Este planeta recibe su nombre de la antigua diosa romana del amor y la belleza, conocida como Afrodita por los antiguos griegos. La mayoría de los rasgos de Venus tienen nombres de mujeres. Es el único planeta que lleva el nombre de una diosa femenina.

Los antiguos romanos podían ver fácilmente siete objetos brillantes en el cielo: el Sol, la Luna y los cinco planetas más brillantes: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Les dieron nombres de sus dioses más importantes.

Formación, órbita y movimientos de Venus

Venus orbita el Sol a una distancia promedio de 108 millones de kilómetros (o 0.72 unidades astronómicas). Una unidad astronómica (UA) es la distancia del Sol a la Tierra. Desde esta distancia, la luz solar tarda unos seis minutos en viajar del Sol a Venus.

La proximidad de la Tierra a Venus es cuestión de perspectiva. El planeta tiene un diámetro casi tan grande como el de la Tierra. Su diámetro en el ecuador es de aproximadamente 12.104 kilómetros (frente a los 12.756 kilómetros de la Tierra).

En su punto más cercano a la Tierra, Venus se encuentra a unos 38 millones de kilómetros de distancia. Sin embargo, la mayor parte del tiempo, ambos planetas están más separados. La distancia máxima entre Venus y la Tierra es de unos 261 millones de kilómetros.

Su movimiento de rotación es extremadamente lento, un día en Venus dura 243 días terrestres, incluso más que un año venusino (una vuelta al Sol), que dura solo 225 días terrestres.

Venus tiene fases, al igual que nuestra Luna: llena, cuarto menguante, nueva, y cuarto creciente que dura unos 28 días, en el caso de Venus ese ciclo ocurre en 584 días. El primero en detectar el ciclo de Venus fue Galileo con su telescopio, proporcionó la prueba científica clave de la naturaleza heliocéntrica copernicana del sistema solar.

La atmósfera de Venus

La atmósfera de Venus es extrema y densa, por eso atrapa al calor. Con la superficie más caliente del sistema solar (aparte del propio Sol), llegando a una temperatura de 475 °C, Venus es incluso más caliente que el planeta más interior, el carbonizado Mercurio.

Está compuesta principalmente por dióxido de carbono, el mismo gas que provoca el efecto invernadero en Venus y la Tierra, con nubes compuestas de ácido sulfúrico. En la superficie, el dióxido de carbono caliente y a alta presión se comporta de forma corrosiva. A mayor altitud, la temperatura y la presión en Venus comienzan a disminuir.

La atmósfera de Venus es principalmente CO2, pero también contiene pequeñas cantidades de nitrógeno, dióxido de azufre, y otros compuestos químicos. La combinación de una densa atmósfera de CO2 y la presencia de nubes de ácido sulfúrico contribuyen a un efecto invernadero extremo, atrapando el calor y elevando la temperatura superficial tremendamente.

A diferencia de la Tierra, donde el efecto invernadero modera las temperaturas, en Venus, este fenómeno ha llevado a un calentamiento descontrolado, haciendo del planeta un lugar inhóspito.

En la cima de las nubes de Venus, azotadas alrededor del planeta por vientos de hasta 360 km/h, aparecen rayas oscuras persistentes. Los científicos aún no han podido explicar por qué estas rayas permanecen intactas, incluso con vientos huracanados. Además, tienen la peculiar costumbre de absorber la radiación ultravioleta.

Las explicaciones más probables se centran en partículas finas, cristales de hielo o incluso un compuesto químico llamado cloruro de hierro. Aunque, sondas rusas, detectaron partículas en la atmósfera inferior de Venus de aproximadamente un micrón de longitud, ese es aproximadamente el mismo tamaño que una bacteria en la Tierra.

En la atmósfera del polo sur de Venus hay dos capas de nubes principales, a 20 kilómetros de distancia. Un equipo de investigadores de la UPV/EHU, ha seguido de cerca el movimiento del vórtice en ambos niveles y ha podido comprobar que los centros del vórtice en diferentes alturas va cada uno por su lado, y sin embargo la estructura global del vórtice atmosférico no se deshace.

De hecho, los centros de rotación del vórtice superior e inferior raramente coinciden en su posición con respecto a la vertical formando una estructura permanente en constante evolución sobre la superficie de Venus.

El campo magnético de Venus es inducido, es débil y creado por la interacción del campo magnético del Sol y la atmósfera exterior del planeta. La luz ultravioleta del Sol excita los gases en la atmósfera más externa de Venus; estos gases excitados eléctricamente se llaman iones, y por lo tanto, esta región se llama ionosfera (la Tierra también tiene una ionosfera).

Cuando el campo magnético del Sol interactúa con la ionosfera eléctricamente excitada de Venus, crea o induce un campo magnético allí. Este campo magnético inducido envuelve el planeta y tiene la forma de una lágrima extendida, o la cola de un cometa, a medida que el viento solar sopla más allá de Venus y hacia el sistema solar.

Superficie y estructura de Venus

Si pudiéramos cortar a Venus y a la Tierra por la mitad, de polo a polo, y colocarlos uno al lado del otro, se verían sorprendentemente similares. Cada planeta tiene un núcleo de hierro envuelto por un manto de roca caliente; la capa más delgada forma una corteza exterior rocosa. En ambos planetas, esta fina capa cambia de forma y, a veces, entra en erupción volcánica en respuesta al flujo y reflujo de calor y presión en las profundidades.

La sonda espacial Magallanes de la NASA, en los años 90, cartografió la abrasadora superficie mediante radar y detectó un territorio de extremo vulcanismo. Una superficie relativamente joven, recientemente remodelada (geológicamente) y con cadenas montañosas imponentes.

Diez sondas llegaron a la superficie, y algunas funcionaron brevemente tras el aterrizaje. Las fotos tomadas antes de que las sondas se apagaran muestran un paisaje árido, sombrío y rocoso, y un cielo color amarillo azufre. Los volcanes y las fuerzas tectónicas parecen haber borrado la mayoría de los rastros de la superficie primitiva de Venus.

Sus formaciones superficiales, la mayoría de las cuales llevan nombres de mujeres reales y míticas, incluyen Ishtar Terra, una zona montañosa y rocosa del tamaño de Australia, cerca del polo norte, y una región aún más grande, del tamaño de Sudamérica, llamada Afrodita Terra, que se extiende a lo largo del ecuador.

Venus no posee anillos y tampoco lunas, pero sí cuenta con un cuasi-satélite bautizado Zoozve, que descubierto el 11 de noviembre de 2002 por Brian Skiff bajo un proyecto financiado por la NASA. Los cuasi-satélites son asteroides que orbitan alrededor del Sol permaneciendo cerca de un planeta.

Potencial de vida en Venus

A unos 50 kilómetros de la superficie de Venus, las temperaturas oscilan entre 30 y 70 °C, este rango de temperatura podría albergar vida, como los microbios extremófilos terrestres, por ejemplo. La presión atmosférica a esa altura es similar a la que encontramos en la superficie de la Tierra.

Con respecto a las rayas oscuras persistentes en el cielo de Venus, algunos científicos que estudian la astrobiología, consideran que esas vetas podrían estar formadas por vida microbiana, al estilo de Venus.

Los astrobiólogos señalan que los enlaces anulares de átomos de azufre, conocidos por su existencia en la atmósfera de Venus, podrían proporcionar a los microbios una especie de recubrimiento que los protegería del ácido sulfúrico. Estas prácticas capas químicas también absorberían la luz ultravioleta, potencialmente dañina, y la reirradiarían como luz visible.

Si bien aún no existen pruebas contundentes de la existencia de vida en las nubes de Venus, los científicos creen muy importante realizar misiones que investiguen a Venus porque tiene mucho que enseñarnos.

Referencia de la noticia:

"Our Solar System: Venus facts". Science NASA.