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Venus es el planeta más fácil de descubrir. Su luminosidad es tan intensa que, a veces, en las noches muy claras y sin luna, llega a proyectar sombras en el suelo. En buenas condiciones, cuando está suficientemente alejado del Sol, se le puede ver incluso en pleno día. En CurioSfera-Ciencia.com, te explicamos las principales características de Venus y sus datos más relevantes.
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1.3 Composición y geología de Venus
2 ¿Qué le pasó a Venus?
4 Cómo aterrizar en Venus
5 Por qué se llama Venus
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia al Sol y el planeta más cercano a la Tierra. Gira a unos 110 millones de kilómetros del Sol, por lo que recibe algo más de luz y de calor que nosotros. Una de las características de Venus más sorprendente es que la inclinación de su eje es de 177 grados. El mayor de todos los planetas del sistema solar.
En cuanto al tamaño de Venus, es casi idéntico a la Tierra (12.100 km. de diámetro) y posee una atmósfera y una fuerza de gravedad solo un poco más débil que la que nosotros estamos acostumbrados. La masa de Venus también es pareja a la de la Tierra.
De ahí que muchas veces se haya hablado de Venus como del planeta gemelo de la Tierra. Aún no hace muchos años, era el favorito de los novelistas de ciencia-ficción, que lo imaginaban como un mundo tropical, cubierto de selvas y pantanos, y poblado de monstruos similares a los dinosaurios que hace trescientos millones de años habitaban nuestra Tierra.
No es extraño que Venus diese pie a tales especulaciones. A pesar de tratarse del planeta más próximo a nosotros, el estudio de su geografía resultó imposible durante siglos; aun hoy, apenas conocemos nada de sus accidentes superficiales.
Al telescopio, Venus solo se ve de gran tamaño cuando está más cerca de la Tierra, pero entonces nos presenta su lado oscuro, en el que no se distingue ningún detalle. En cambio, cuando ocupa el extremo opuesto de su órbita y aparece iluminado, en fase de “luna llena”, está tan alejado de nosotros que su diámetro parece seis veces menor y, además, se encuentra semi oculto por el brillo del Sol.
Pero lo que complica las observaciones es que todo el planeta está cubierto por un espeso velo de nubes en el que jamás se ha visto abrirse un claro. Por eso ha resultado tan difícil llegar a establecer con certeza algunos datos aparentemente elementales.
El movimiento de traslación de Venus, es decir, lo que tarda en dar una vuelta completa al Sol es de 225 días terrestres. Ligeramente más corto que el nuestro.
El movimiento de rotación de Venus, es decir, lo que tarda en dar una vuelta sobre su propio eje es de 243 días terrestres. Por lo tanto, en Venus un día dura más que un año. Además la rotación de Venus tiene lugar en sentido contrario a la de la Tierra. De este modo, la salida del Sol en Venus es por el oeste y se pone por el este.
Gracias a mediciones por radar, hoy sabemos que Ve­nus gira sobre su eje en sentido retrógrado (es decir, de Este a Oeste, al contrario que la Tierra), una vez cada 243 días terrestres. Él y Urano son los dos únicos planetas que se comportan “al revés” que sus hermanos. El por qué es así constituye un misterio.
El día venusiano es muy largo. Entre dos salidas de Sol consecutivas transcurren 118 días terrestres (esta cifra no es igual a los 243 días de su periodo de ro­tación porque hay que tener en cuenta también el efecto del movimiento de traslación).
Si te preguntas cómo es el suelo de Venus, debes saber que la superficie de Venus es un mundo de roca estéril y abrasada. Está plagada de campos de rocas de aristas vivas, simila­res al basalto terrestre. Es curioso que, a pesar del incesante viento (por otra parte, bastante débil), apenas muestran signos de erosión.
Asimismo, se han podido observar muy pocos cráteres formados por impactos de meteoritos. También se tiene constancia del hallazgo de bastantes restos de erupciones volcánicas.
Gracias a las sondas espaciales se está componiendo una imagen bastante exacta de cómo es la superficie de Venus, imagen que dista mucho de ser la “segunda tierra” que se creía hace solo setenta años. Principalmente por los 500 °C de temperatura en su superficie y a más de 90 atmósfera de presión.
En cuanto a la iluminación a nivel del suelo, resultó más intensa de lo esperado, aun con el Sol filtrado por la espesa cobertura nubosa de su atmósfera.
Composición y geología de Venus
Venus cuenta con una composición química y física bastante similar a la de la tierra. Se calcula que el núcleo o centro del planeta está formado por hierro rodeado de un manto o capa de roca (seguramente basalto) en estado sólido.
En su interior se ha observado una elevada actividad volcánica y movimientos de magma. Asimismo, cuenta con dos grandes mesetas o placas (a modo de continentes). Una es estas placas “continentales” es del tamaño de Oceanía y cuenta con una gran montaña de casi 11.000 metros de altura llamada “monte Maxwell”. El otro continente es de mayor tamaño.
Una capa de nubes de dióxido de carbono y dióxido de azufre le protege de los rayos directos del Sol pero, a cambio, esta capa produce un efecto invernadero: permite el paso de gran parte de la energía del Sol, pero impide que se irradie calor desde el planeta al espacio.
El resultado es un clima tórrido, con temperaturas que sobrepasan los 500 °C, más altas aún que las temperaturas de Mercurio, a pesar de estar mucho más cerca del Sol.
Por otra parte la atmósfera venusiana es muy densa. A nivel del suelo se han medido más de noventa atmósferas, una cifra equivalente a la presión que se da en el fondo de nuestro mar, a un kilómetro de profundidad. Es la mayor presión atmosférica de todo el sistema solar. Al principio se creía que las nubes llegarían a rozar el suelo, como una especie de niebla que recubriese todo el planeta. Pero las naves rusas “Venera” han demostrado que no es así.
En los niveles atmosféricos bajos el aire venusiano es trasparente y puede verse con bastante claridad hasta algunos centenares de metros. Sin embargo, el Sol está eternamente oculto tras las nubes y su luz llega tamizada con una intensidad parecida a la que nosotros gozamos en un atardecer terrestre. En cuanto al maravilloso espectáculo de ver un cielo en el que se pueden ver las estrellas, es algo que ningún habitante de Venus habría conocido nunca.
Una de las mejores vistas de Venus, transmitida por el Mariner 10 en 1974. Es el resultado de combinar en una sola varias fotografías parciales tomadas con luz ultravioleta. Visto con luz normal, Venus es de un color blanco brillante y uniforme, en el que no se aprecian todos los detalles que aparecen aquí.
La tonalidad azul se añadió posteriormente, para resaltar la forma de las nubes y el sentido general de movimiento de las corrientes de aire.
Como decíamos, una de las grandes sorpresas que deparó el estudio de Venus fue su impresionante cobertura nubosa. ¿Cómo es posible que un planeta tan similar en tamaño a la Tierra posea una atmósfera tan densa y de naturaleza tan distinta?
Las observaciones más recientes sugieren que las nubes venusianas tienen un espesor de unos quince kilómetros y su techo está a sesenta kilómetros sobre el suelo. Probablemente se componen de óxidos de carbono y algunas moléculas más complejas.
Hacia los cincuenta kilómetros de altura, se forman nubes de ácido sulfúrico, de un característico color “amarillento”. De ellas cae sin cesar una lluvia corrosiva que se evapora de nuevo al llegar a niveles inferiores, más cálidos.
En algún lugar próximo al borde inferior de las nubes se registran presiones de una atmósfera y temperaturas relativamente “confortables”; pero, por supuesto, la lluvia de ácido y los gases tóxicos impiden cualquier forma de vida.
Por debajo del velo de nubes se abre una zona de unos cuarenta kilómetros de espesor, en donde el principal componente es anhídrido carbónico. A medida que se desciende, temperatura y presión van en aumento, hasta alcanzar su máximo a nivel del suelo.
Aunque las nubes de la alta atmósfera se mueven a más de 700 km/hora, en la superficie solo se han medido vientos débiles de 5 a 10 km/hora. Claro que con un aire tan denso, su energía es muy superior a la de brisas similares en la Tierra.
Se ha dicho, incluso, que Venus podría considerarse completamente sumergido en un verdadero océano de gas carbó­nico, en el que los vientos serían corrientes parecidas a la del Golfo que atraviesa el Atlántico.
¿Qué le pasó a Venus?
A primera vista, la sofocante atmósfera de Venus parece, sin duda, muy distinta a la nuestra, compuesta de oxígeno y de nitrógeno, pero ¿lo es, realmente?
No olvidemos que en la Tierra también existen enormes cantidades de C02 combinado en forma de carbonatos, piedra caliza y hasta en las infinitas conchas de los moluscos marinos. Si un día, por un proceso difícil de imaginar, ese gas se liberase, nuestra atmósfera se haría treinta veces más densa.
Peor aún: la enorme cantidad de gas carbónico desprendido causaría, como en Ve­nus, un efecto de invernadero: la temperatura de la Tierra iría aumentando poco a poco. Con el calor, nuevos carbonatos se des­compondrían, lanzando más CO a la atmósfera y acelerando el proceso.
Al llegar al punto de ebullición, los mares empezarían a vaporizarse. A esas temperaturas, el oxígeno libre iría combinándo­se con las rocas para formar óxi­dos mientras la mayor parte del hidrogeno escapaba al espacio. Cuando todos los océanos se hubiesen convertido en gas, la presión a nivel del suelo sería de unas 300 atmósferas y la Tierra se habría convertido en un mundo muerto. ¿Fue eso lo que, hace millones de años, ocurrió en Venus?
Venus es el planeta más fácil de alcanzar desde la Tierra, en parte porque el viaje requiere muy poca energía. Como la nave, por el mero hecho de ser arrastrada por la Tierra, ya posee una considerable velocidad orbital (algo más de 29 km/seg). Basta con frenarla un poco para que el Sol la capture y la haga caer hacia la órbita de Venus. El resto solo es cuestión de cálculo, para asegurarse de que el planeta estará allí cuando llegue el vehículo.
No es de extrañar, pues, que la primera nave de exploración venusiana (el “Venera 1”, ruso) se lanzase ya en 1961, solo cuatro años después del primer “Sputnik”. Desde entonces, la URSS fue el país más activo en enviar sondas a Venus. Aunque sin mucho éxito al principio, a partir de 1967 el programa “Venera” empezó a rendir excelentes frutos.
Los Estados Unidos, por su parte, han distribuido la exploración de Venus entre sus proyectos “Mariner” y “Pio­neer”. Aquí está una lista condensada de los principales lanzamientos de ambos países:
Venera 1: Lanzada el 12 de febrero de 1969. Se perdió el contacto por radio a los quince días. cuando había recorrido 7 millones de kilómetros. Pasó, mudo, a 100.000 km. de Venus.
Mariner 1 y 2: Lanzados el 22 de julio y 27 de agosto de 1962. El primero fracasó por un fallo del cohete portador. El “Mariner 2” paso a 35.000 km. de Venus, transmitiendo información durante poco más de media hora. Dio una temperatura superficial de 428 °C, que en aquella época se juzgó absurdamente alta y debida a un fallo de los registradores.
Venera 2 y 3: Lanzados el 12 y 16 de noviembre de 1965. El primero pasó a 25.000 km del planeta; el segundo hizo impacto en el. Ninguno transmitió datos significativos sobre las condiciones reinantes en Venus.
Venera 4: Lanzado el 12 de junio de 1967. El 18 de octubre lanzó una cápsula con paracaídas que transmitió datos durante el descenso a través de la atmósfera venusiana. Registró temperaturas de 282 °C. Destruida por la presión antes de llegar al suelo.
Mariner 5: Lanzado el 14 de junio de 1967. Pasó frente a Venus a una distancia de solo 4000 km. Confirmó, en líneas generales, los datos transmitidos por el “Venera 4”.
Venera 5 y 6: Lanzados el 5 y 10 de enero de 1969. Los dos largaron cápsulas que descendieron en paracaídas a través de la atmósfera venusiana. Ambas transmitieron información durante casi una hora de caída, pero resultaron aplastadas por la presión antes de alcanzar el suelo.
Venera 7: Lanzado el 17 de agosto de 1970. Su cápsula de descenso, reforzada, consiguió llegar al suelo y transmitir desde allí información durante 23 minutos, hasta resultar averiada por las adversas condiciones. Confirmó la existencia de presiones superiores a 90 atmósferas y temperaturas de 475 °C.
Venera 8: Lanzado el 27 de marzo de 1972. Su cápsula de aterrizaje, similar a la del “Venera 7”, pero equipada con un sistema autónomo de refrige­ración, se posó en la cara iluminada del planeta, transmitiendo información sobre presión, temperatura y vientos reinantes en la superficie.
Mariner 10: Lanzado el 4 de noviembre de 1973. Tomó fotografías muy detalladas de la capa de nubes que rodea Venus. Después, continuó viaje a Mer­curio.
Venera 9 y 10: Lanzados el 8 y 14 de junio de 1975. Depositaron en Venus un nuevo tipo de cápsula de descenso, mayor y más complicada que las de vuelos anteriores. Gracias a estas naves se obtuvieron las primeras fotografías del rocoso suelo venusiano.
Pioneer-Venus 1 y 2: Lanzados el 20 de mayo y el 8 de agosto de 1978. El «PV-1» entró en órbita alrededor de Venus, en un primer intento de levantar mapas de su superficie mediante radar. El «PV-2» largó cuatro pequeñas cápsulas de instrumentos que fueron a caer en distintos puntos del planeta, transmitiendo información durante el descenso.
Venera 11 y 12: Lanzados el 9 y 14 de septiembre de 1978. Depositaron en Venus cápsulas similares a las de los Venera 9 y 10. Entre sus equipos se incluían unos micrófonos que transmitieron sonidos de truenos y descargas eléctricas en la atmósfera del planeta.
Magallanes: El 10 de agosto de 1990, esta sonda estadounidense llegó a Venus. Realizó mediciones por radar del 98% de la superficie del planeta y realizó cuantiosos mapas. Tras 4 años en la órbita de Venus, se introdujo en su atmósfera el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó. No obstante pudo realizar valiosas mediciones de las características de su atmósfera.
Cómo aterrizar en Venus
Venus posee una atmósfera tan espesa que permite el empleo de paracaídas sin ninguna dificultad. Desde el primer momento, los científicos rusos decidieron aprovecharse de ello y todas sus cápsulas de descenso tipo “Venera” han ido siempre provistas de ese sistema de frenado.
Al igual que sucede con los satélites que caen en la Tierra, cuando una cápsula penetra en la atmósfera de Venus el proceso de reentrada genera enormes cantidades de calor: las paredes del vehículo llegan a ponerse al rojo blanco, como una estrella fugaz.
Naturalmente, todas las cápsulas de aterrizaje en Ve­nus llevan una adecuada protección térmica para esta maniobra. En el caso de los últimos modelos de “Venera” (los que consiguieron las primeras fotos del suelo de venus), se trata de una esfera de dos metros y medio de diámetro, en cuyo interior va alojada la nave de descenso.
Esa esfera se desprende del vehículo portador algo más de un millón de kiló­metros antes de llegar a Venus. A partir de ahí cae a plomo, zambulléndose en la atmósfe­ra a casi 40.000 km/h.
Solo por efecto del ro­zamiento del aire de las capas altas, al llegar a 70 km. de altura, la velocidad del “Venera” desciende a unos 900 km/h., aún muy alta, pero adecuada para empezar la fase de frenado por paracaídas.
Los Venera 9 y 10 utilizaban cuatro tipos de paracaí­das, que se iban abriendo sucesivamente. El primero servía para extraer, de un tirón brusco, el segundo, el cual se encargaba de estabilizar la cápsula. Después se desplegaba el tercero, pequeño (solo 5 metros de diámetro), para Efectuar una primera etapa de frenado. Por fin, éste se descartaba y se abrían los tres principales, de 8 m cada uno.
Balanceándose bajo sus tres sombrillas, los “Venera” atravesaban la capa de nubes en unos veinte minutos, aprovechando para tomar algunas mediciones sobre la composición de los gases atmosféricos y velocidades del viento. Al alcanzar el nivel donde la presión exterior era ya de una atmósfera (o sea, a unos 50 km sobre el suelo), un dispositivo automático cortaba los cables de los tres paracaídas y la cápsula volvía a caer a plomo.
A partir de aquí, los “Venera” frenaban mediante aerofrenos rígidos: una especie de tejadillo en forma de ala de sombrero, cuyo simple rozamiento con el aire bastaba para mantener la velocidad de caída dentro de límites seguros. Por supuesto, este método hubiese sido imposible de utilizar en la Tierra pero en Venus, con su densa atmósfera (casi más parecida a un líquido), era el sistema más sencillo y seguro.
En el momento del contacto con el suelo, un sencillo amortiguador reducía el efecto del impacto. Inmediatamente se encendían unos reflectores situados alrededor de la nave (por si la iluminación del Sol no era suficiente) y la cámara de televisión empezaba a transmitir la vista del suelo venusiano. Al mismo tiempo, otros equipos de a bordo recogían datos sobre presiones, temperaturas, vientos y composición atmosférica.
Poco a poco, el terrible calor exterior se abría paso a través de las capas aislantes de la nave dañando, finalmente, sus instrumentos. Al cabo de una hora, los transmisores enmude­cían y los “Venera” morían, para siempre, en la desolada llanura venusiana.
Por qué se llama Venus
La identificación de este planeta con la diosa del amor y la belleza probablemente se remonta a hace más de 4.000 años, cuando los babilonios lo asociaron con Isthar, la mitológica hija del Sol. Con el paso de los siglos, esta divinidad se convirtió en la Astarté egipcia, la Afrodita de los griegos y, por fin, la Venus romana, nombre por el que hoy conocemos al planeta.
Según la época del año, a Venus se le localiza en dirección Este, a la salida del Sol, o hacia el Oeste, a la puesta. Con frecuencia esto fue causa de confusión para los pueblos de la antigüedad. Los griegos, por ejemplo, creyeron que se trataba de dos astros distintos y les asignaron dos nombres: Phosphorus al de la mañana y Hesperus al de la tarde.
En astronomía, este planeta se representa por el «espejo de Venus», un círculo del que sobresale una cruz en su parte inferior. El mismo símbolo se utiliza internacionalmente para indicar el sexo femenino, al igual que el de Marte se asocia con el masculino.
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