Venus (planeta): descubrimiento, características, composición, órbita
Venus es el segundo planeta más cercano al Sol en el sistema solar y el más parecido a la Tierra en cuanto tamaño y masa. Es visible como un hermoso astro, el más brillante después del Sol y la Luna. Por ello no es de extrañar que haya llamado poderosamente la atención de los observadores desde tiempos remotos.
Debido a que Venus aparece al atardecer en ciertas épocas del año y al amanecer en otras, los antiguos griegos creían que se trataba de cuerpos distintos. Como lucero del alba lo llamaron Phosphorus y durante la aparición vespertina era Hesperus.
Más tarde Pitágoras aseguró que era el mismo astro. Sin embargo, hacia 1600 a.C. los antiguos astrónomos de Babilonia ya sabían que el lucero vespertino, al cual llamaban Ishtar, era el mismo que veían al alba.
Los romanos también lo supieron, si bien continuaron dándole nombres distintos a la aparición matutina y a la vespertina. Asimismo los astrónomos mayas y chinos dejaron registros de las observaciones de Venus.
Cada civilización antigua le dio un nombre, aunque finalmente prevaleció el nombre de Venus, la diosa romana del amor y la belleza, equivalente a la Afrodita griega y la Ishtar babilónica.
Con el advenimiento del telescopio, la naturaleza de Venus comenzó a ser mejor comprendida. Galileo observó sus fases a principios del siglo XVII y Kepler llevó a cabo cálculos con los cuales predijo un tránsito para el 6 de diciembre de 1631.
Un tránsito significa que el planeta puede verse pasando por delante del Sol. De esta forma Kepler supo que podría determinar el diámetro de Venus, pero falleció antes de ver cumplida su predicción.
Posteriormente en 1761, gracias a uno de estos tránsitos, los científicos lograron estimar por vez primera la distancia Tierra-Sol en 150 millones de kilómetros.
Índice del artículo
- 1 Características generales de Venus
- 2 Movimiento de traslación
- 3 Cuándo y cómo observar a Venus
- 4 Movimiento de rotación
- 5 El efecto invernadero en Venus
- 6 El agua en Venus
- 7 Composición
- 8 Estructura interna
- 9 Geología
- 10 Misiones a Venus
A pesar de que sus dimensiones son muy semejantes a las de la Tierra, Venus dista mucho de ser un lugar hospitalario, ya que para comenzar, su densa atmósfera está compuesta de dióxido de carbono en un 95%, el resto es nitrógeno y cantidades mínimas de otros gases. Las nubes contienen gotas de ácido sulfúrico y diminutas partículas de sólidos cristalinos.
Por eso es el planeta más caliente del sistema solar, aunque no sea el más cercano al Sol. El acentuado efecto invernadero causado por la espesa atmósfera rica en dióxido de carbono es el responsable del extremo calor en la superficie.
Otra característica distintiva de Venus es su giro lento y retrógrado. Un viajero observaría al Sol salir por el oeste y ponerse en el Este, hecho descubierto gracias las a mediciones por radar.
Además, si consiguiera permanecer el tiempo suficiente, el hipotético viajero quedaría muy sorprendido al darse cuenta de que el planeta tarda más en rotar alrededor de su eje que en hacerlo alrededor del Sol.
La lentitud en la rotación de Venus hace que el planeta sea casi perfectamente esférico y también explica la ausencia de campo magnético intenso.
Los científicos creen que el campo magnético de los planetas se debe al efecto dínamo asociado al movimiento del núcleo de metal fundido.
Sin embargo el débil magnetismo planetario de Venus se origina en la interacción entre la alta atmósfera y el viento solar, la corriente de partículas cargadas que el Sol emite continuamente en todas direcciones.
Para explicar la carencia de magnetosfera, los científicos barajan posibilidades como por ejemplo que Venus carece de núcleo metálico fundido, o que tal vez sí lo tiene, pero que en su interior el calor no se transporta por convección, una condición necesaria para la existencia del efecto dínamo.
-Masa: 4.9×1024 kg
-Radio ecuatorial: 6052 km o 0.9 veces el radio de la Tierra.
-Forma: es casi una esfera perfecta.
-Distancia media al Sol: 108 millones de km.
–Inclinación de la órbita: 3.394º respecto al plano orbital terrestre.
-Temperatura: 464 ºC.
-Gravedad: 8.87 m/s2
-Campo magnético propio: débil, 2 nT de intensidad.
-Atmósfera: sí, muy densa.
-Densidad: 5243 kg/m3
-Satélites: 0
-Anillos: no tiene.
Al igual que todos los planetas, Venus tiene un movimiento de traslación alrededor del Sol en forma de órbita elíptica, casi circular.
Algunos puntos de esta órbita llevan a Venus a acercarse muchísimo a la Tierra, más que cualquier otro planeta, sin embargo casi todo el tiempo realmente la pasa bastante alejado de nosotros.
El radio medio de la órbita es de alrededor de 108 millones de kilómetros, por lo tanto Venus está aproximadamente un 30 % más cercano al Sol que la Tierra. Un año en Venus dura 225 días terrestres, ya que este es el tiempo que tarda el planeta en dar una órbita completa.
Los siguientes datos describen someramente el movimiento de Venus:
-Radio medio de la órbita: 108 millones de kilómetros.
–Inclinación de la órbita: 3.394º respecto al plano orbital terrestre.
-Excentricidad: 0.01
–Velocidad orbital media: 35.0 km/s
–Período de traslación: 225 días
–Período de rotación: 243 días (retrógrado)
–Día solar: 116 día 18 horas
Venus es muy fácil de localizar en el cielo nocturno; después de todo es el objeto más brillante en el cielo nocturno después de la Luna, ya que la densa capa de nubes que lo cubre refleja muy bien la luz del Sol.
Para ubicar fácilmente a Venus basta con consultar cualquiera de las muchas webs especializadas. También existen aplicaciones para teléfonos inteligentes que facilitan su ubicación exacta.
Como Venus se encuentra dentro de la órbita terrestre, para encontrarlo hay que buscar al Sol, mirando hacia al este antes del alba, o hacia el oeste tras la puesta de Sol.
El momento óptimo para la observación es cuando Venus se encuentra entre la conjunción inferior, visto desde la Tierra y una elongación máxima, de acuerdo con el siguiente diagrama:
Cuando está en conjunción inferior Venus se encuentra más cercano a la Tierra y el ángulo que forma con el Sol, visto desde la Tierra -elongación- es de 0º. En cambio cuando está en conjunción superior, el Sol no permite que se vea.
Con suerte Venus puede ser visto aún a plena luz del día y arrojar sombra en noches muy oscuras, sin iluminación artificial. Se puede distinguir de las estrellas porque su brillo es constante, mientras que aquellas parpadean o titilan.
Galileo fue el primero en darse cuenta de que Venus atraviesa por fases, al igual que la Luna -y Mercurio-, corroborando así la idea de Copérnico acerca de que el Sol, y no la Tierra, es el centro del sistema solar.
Venus gira en el sentido de las agujas del reloj, visto desde el polo norte terrestre. Urano y algunos satélites y cometas también giran en este mismo sentido, mientras que los demás planetas mayores, incluida la Tierra, rotan en sentido contrario a las agujas del reloj.
Además Venus se toma su tiempo en ejecutar su rotación: 243 días terrestres, la más lenta entre todos los planetas. En Venus, un día dura más que un año.
¿Por qué Venus rota en sentido contrario a como lo hacen los demás planetas? Probablemente en sus inicios, Venus giraba rápidamente en el mismo sentido que todos, pero algo debió suceder para que cambiara.
Algunos científicos creen que se debe a un impacto catastrófico que Venus tuvo en su pasado remoto con otro gran objeto celeste.
Sin embargo, modelos matemáticos por computadora sugieren la posibilidad de que las mareas atmosféricas caóticas hayan afectado al manto y al núcleo no solidificados del planeta, revirtiendo el sentido de la rotación.
Posiblemente ambos mecanismos hayan representado un papel durante la estabilización del planeta, en los comienzos del sistema solar.
En Venus los días claros y despejados no existen, por lo que a un viajero se le dificultará mucho observar la salida y la puesta del Sol, que es lo que comúnmente se conoce como día: el día solar.
Muy poca luz del Sol logra llegar a la superficie, ya que un 85 % se refleja en el dosel de nubes.
El resto de la radiación solar logra calentar la atmósfera inferior y llega al suelo. Las longitudes de onda más larga se reflejan y son retenidas por las nubes, lo que se conoce como efecto invernadero. Así es como Venus se convirtió en un gigantesco horno con temperaturas capaces de fundir el plomo.
Prácticamente cualquier lugar en Venus es así de caluroso, y si un viajero se acostumbrara, aún debería soportar la enorme presión atmosférica, que es 93 veces mayor que la de la Tierra a nivel del mar, originada por la gran capa de nubes de 15 kilómetros de espesor.
Por si fuera poco, estas nubes contienen dióxido de azufre, ácido fosfórico y ácido sulfúrico altamente corrosivo, todo en un entorno muy seco, pues no hay vapor de agua, apenas una pequeña cantidad en la atmósfera.
Entonces, a pesar de estar cubierto de nubes, Venus es completamente árido, y no el planeta lleno de exuberante vegetación y pantanos que imaginaban los autores de ciencia ficción a mediados del siglo XX.
Muchos científicos creen que hubo una época en que Venus tuvo océanos de agua, porque han encontrado pequeñas cantidades de deuterio en su atmósfera.
El deuterio es un isótopo del hidrógeno, que combinado con oxígeno forma la llamada agua pesada. El hidrógeno en la atmósfera escapa con facilidad al espacio, pero el deuterio tiende a dejar residuos, que pueden ser el indicio de que hubo agua en el pasado.
No obstante, lo cierto es que Venus perdió estos océanos -si alguna vez existieron- hace unos 715 millones de años a causa del efecto invernadero.
El efecto se inició debido a que el dióxido de carbono, un gas que atrapa el calor fácilmente, se concentró en la atmósfera en vez de formar compuestos en la superficie, a tal punto que el agua se evaporó por completo y dejó de acumularse.
Mientras tanto la superficie se calentó tanto que el carbono en las rocas se sublimó y se combinó con el oxígeno atmosférico para formar más dióxido de carbono, alimentando el ciclo hasta que la situación se tornó extrema.
En la actualidad Venus sigue perdiendo hidrógeno, de acuerdo a la información suministrada por la misión Pioneer Venus, por lo que es improbable que la situación se revierta.
Existe poca información directa acerca de la composición del planeta, ya que los equipos sísmicos no sobreviven por mucho tiempo en la corrosiva superficie, además de que la temperatura es suficiente para fundir el plomo.
En la atmósfera de Venus se sabe que predomina el dióxido de carbono. Además se ha detectado dióxido de azufre, monóxido de carbono, nitrógeno, gases nobles como helio, argón y neón, trazas de cloruro de hidrógeno, fluoruro de hidrógeno y sulfuro de carbono.
La corteza como tal es abundante en silicatos, mientras que el núcleo seguramente contiene hierro y níquel, como el de la Tierra.
Las sondas Venera detectaron presencia de elementos como silicio, aluminio, magnesio, calcio, azufre, manganeso, potasio y titanio en la superficie de Venus. Posiblemente también existan algunos óxidos y sulfuros de hierro, como pirita y magnetita.
Lograr información de la estructura de Venus es una proeza, tomando en cuenta que las condiciones del planeta son tan hostiles que los instrumentos dejan de funcionar en poco tiempo.
Venus es un planeta interior rocoso, y esto significa que su estructura debe ser básicamente la misma que la de la Tierra, sobre todo al tomar en cuenta que ambos se formaron en la misma zona de la nebulosa planetaria que dio origen al sistema solar.
Hasta donde se sabe, la estructura de Venus está conformada por:
-Un núcleo de hierro, que en el caso de Venus tiene unos 3000 km de diámetro y que consta de una parte sólida y otra fundida.
-El manto, con otros 3000 km de espesor y temperatura suficiente como para que existan elementos fundidos.
-La corteza, con un grosor variable entre 10 y 30 km, mayormente basalto y granito.
Venus es un planeta rocoso y árido, según lo demuestran las imágenes construidas mediante los mapas de radar, las más detalladas mediante los datos de la sonda Magallanes.
De estas observaciones se desprende que la superficie de Venus es relativamente plana, según lo confirma la altimetría llevada a cabo por dicha sonda.
En líneas generales, en Venus hay tres zonas bien diferenciadas:
-Tierras bajas
–Planicies de deposición
-Tierras altas
Un 70 % de la superficie son planicies de origen volcánico, las tierras bajas constituyen un 20 % y el 10 % restante son tierras altas.
Existen pocos cráteres de impacto, a diferencia de Mercurio y la Luna, aunque esto no significa que los meteoritos no puedan acercarse a Venus, sino que la atmósfera se comporta como filtro, desintegrando a los que llegan.
Por otra parte, la actividad volcánica probablemente borró la evidencia de antiguos impactos.
En Venus abundan los volcanes, sobre todo los de tipo escudo como los que se encuentran en Hawaii, de poca altura y gran extensión. Es probable que algunos de estos volcanes continúen activos.
Si bien no hay tectónica de placas como en la Tierra, sí hay numerosos accidentes como fallas, plegamientos y valles de tipo rift (lugar donde la corteza está sufriendo deformación).
También hay cadenas montañosas: la más destacada es la de los montes Maxwell.
Las terrae
No existen océanos en Venus para distinguir continentes, sin embargo, hay extensas mesetas, llamadas terra –el plural es terrae- que podrían considerarse como tales. Sus nombres son de diosas del amor en distintas culturas, siendo las principales:
-Ishtar Terra, de la extensión de Australia. Tiene una gran depresión rodeada precisamente los montes Maxwell, nombrados así en honor al físico James Maxwell. La altura máxima es de 11 km.
-Aphrodite Terra, mucho más extensa, está ubicada cerca del ecuador. Su tamaño es semejante al de Sudamérica o África y muestra evidencia de actividad volcánica.
Tanto los Estados Unidos como la ex-Unión Soviética enviaron misiones no tripuladas a explorar Venus durante la segunda mitad del siglo XX.
En lo que va de este siglo se sumaron misiones de la Agencia Espacial Europea y Japón. No ha sido una tarea fácil debido a las hostiles condiciones del planeta.
Las misiones espaciales Venera, otro nombre para Venus, fueron desarrolladas en la antigua Unión Soviética desde 1961 hasta 1985. De ellas, un total de 10 sondas lograron alcanzar la superficie del planeta, siendo Venera 7 la primera de ellas, en 1970.
Los datos recopilados por la misión Venera incluyen medidas de temperatura, campo magnético, presión, densidad y composición de la atmósfera, así como imágenes en blanco y negro (Venera 9 y 10 en 1975) y posteriormente a color (Venera 13 y 14 en 1981).
Entre otras cosas, gracias a estas sondas se supo que la atmósfera de Venus consiste fundamentalmente de dióxido de carbono y que la alta atmósfera está conformada por vientos rápidos.
La misión Mariner lanzó varias sondas, la primera de ellas fue el Mariner 1 en 1962, que fracasó.
La siguiente, el Mariner 2 logró llegar a la órbita de Venus para recabar datos de la atmósfera del planeta, medir la intensidad del campo magnético y la temperatura superficial. También constató la rotación retrógrada del planeta.
El Mariner 10 fue la última sonda de esta misión en ser lanzada en 1973, aportando nueva y excitante información de Mercurio y Venus.
Esta sonda logró obtener 3000 fotos de excelente resolución, ya que pasó muy cerca, a unos 5760 km de la superficie. También logró transmitir video de las nubes de Venus en espectro infrarrojo.
En 1979 esta misión realizó un completo mapa de la superficie de Venus mediante radar a través de dos sondas en órbita sobre el planeta: Pioneer Venus 1 y Pioneer venus 2. Contenía equipos para realizar estudios de la atmósfera, medir el campo magnético, realizar espectrometría y más.
Esta sonda enviada por la NASA en 1990, a través del transbordador espacial Atlantis, obtuvo imágenes muy detalladas de la superficie, así como una gran cantidad de datos relativos a la geología del planeta.
Esta información corrobora el hecho de que Venus carece de placas tectónicas, como se mencionó antes.
Fue la primera de las misiones de la Agencia Espacial Europea en Venus y se extendió desde 2005 hasta 2014, tardando 153 en alcanzar la órbita.
La misión se encargó de estudiar la atmósfera, en la cual detectaron abundante actividad eléctrica en forma de relámpagos, así como de realizar mapas de temperatura y medir campo magnético.
Los resultados sugieren que Venus pudo haber tenido agua en un pasado distante, tal como se explicó con anterioridad, y también informaron de la presencia de una delgada capa de ozono y de hielo seco atmosférico.
Asimismo Venus Express detectó lugares llamados puntos calientes, en los cuales la temperatura es todavía más cálida que en el resto. Los científicos creen que son lugares donde el magma asciende a la superficie desde las profundidades.
También llamada Planet-C, fue lanzada en 2010, siendo la primera sonda japonesa dirigida a Venus. Ha realizado mediciones espectroscópicas, así como estudios de la atmósfera y la velocidad de los vientos, que resultan mucho más veloces en las inmediaciones del ecuador.
