Venus es el segundo planeta en proximidad al Sol. Describe una órbita prácticamente circular, con un radio de unos 108 millones de kms. Al tratarse de un planeta con un recorrido orbital interior al de la Tierra, las condiciones de observabilidad coinciden con las del otro planeta interior, Mercurio. Sin embargo, Venus es mucho más brillante y fácil de localizar, siendo el tercer objeto más brillante, tras el Sol y la Luna. Cuando su elongación es máxima llega a alcanzar una distancia angular respecto al Sol de entre 45 y 47º, lo que quiere decir que se pone mucho más tarde que el molesto Sol, o bien sale antes del amanecer, por lo que en cualquier caso está garantizada su observación.
Su luminosidad más alta la alcanza en el intervalo de tiempo que media entre las elongaciones máximas y la conjunción inferior respecto al Sol. En las situaciones más favorables Venus se pone unas cuatro o cuatro horas y media más tarde que Sol,(elongación este) o bien sale antes ese mismo tiempo, (elongación oeste). Su intenso brillo es debido a que su capa de nubes refleja la mayor parte de la luz solar. Presenta fases al igual que la Luna, y aunque se necesita un pequeño telescopio para verlas, con unos prismáticos ya se observa la fase creciente.
Venus podría haber sido el planeta gemelo a la Tierra, tanto por su proximidad al Sol como por sus dimensiones. Su masa es 0,815 la de nuestro planeta. El radio ecuatorial es de 6.051 km y su densidad media de 5,25 gr/cm3. La gravedad es 0,88 la terrestre y además posee una extensa atmósfera. Hasta aquí, todas sus características físicas son muy parecidas a la que ya conocemos en nuestro mundo, pero como veremos es un planeta muy diferente.
Así, en 1918, el químico sueco Svante Arrhenius sugirió que las condiciones climáticas y geológicas del planeta, podían ser muy similares a las de la Tierra durante el período Carbonífero. Por lo que imaginó extensas ciénagas pobladas por formas primitivas de vegetación favorecidas por el clima cálido y húmedo. Pocos años más tarde, los astrónomos estadounidenses, Seth Nicholson y Charles St. John, sostuvieron, en cambio, que toda la superficie estaba ocupada por un árido desierto, barrido por vientos impetuosos y enormes tempestades de arena. Quizás la versión más curiosa fue la propuesta por el astrofísico británico Fred Hoyle, quien imaginó un planeta con grandes océanos de hidrocarburos.
Para saber algo más, las dos superpotencias de la época decidieron competir también con sendos programas de exploración, usando sondas automáticas. Tras varios fracasos, la sonda estadounidense Mariner 2 fue la primera en llegar a las proximidades de Venus el 14 de diciembre de 1962. Esta fecha marca además el inicio del estudio directo de los planetas mediante sondas espaciales.
Después de recorrer 290 millones de kms. en el espacio durante 109 días, comenzó a enviar datos a la Tierra desde una distancia de 58 millones de kms. Pasó a menos de 35.000 kms. de las capas superiores de la atmósfera venusina, y echó por tierra las hipótesis del planeta tropical o de los mares de petróleo. Venus era un infierno capaz de fundir el estaño y de hacer hervir el mercurio. Las mediciones de la Mariner 2 indicaban una temperatura superficial de por lo menos 425º C y una presión atmosférica comprendida entre 75 y 100 bares.
En los años siguientes, los soviéticos fracasaron en varios de sus intentos de alcanzar la superficie, hasta el 18 de octubre de 1967, fecha en la que la nave Venera 4 consiguió penetrar en el envoltorio de nubes y transmitir datos sobre la atmósfera durante 94 minutos, antes de quedar aplastada como una lata vieja por la enorme presión a 27 kms de la superficie.
Una suerte análoga corrieron las sondas Venera 5 y 6, hasta que en diciembre de 1970 la Venera 7 consiguió posarse en la superficie y trasmitir datos durante 23 minutos. Las siguientes sondas de la clase Venera enviaron imágenes en colores y medidas de la composición del suelo. Predomina en el paisaje un monótono matiz rojo anaranjado, debido a la absorción y difusión de la luz azul por parte de la densa atmósfera y la luminosidad es comparable a la del mediodía de una jornada nublada de invierno. En realidad, en las condiciones de iluminación terrestres, las rocas de Venus tendrían un aspecto grisáceo.
A la clase Mariner americana le siguieron las Pioner 1 y 2, así como las soviéticas Vega 1 y 2. Todas estas sondas consiguieron enviar abundante información sobre diversos aspectos hasta entonces desconocidos. Las primeras imágenes mostraban paisajes bastante diferentes entre sí, pero en general rocosos y desérticos. La composición de las rocas es parecida a la de los basaltos terrestres de origen volcánico, y pese a los débiles vientos superficiales, con velocidades en torno a 1 m/s, se aprecian también los efectos de la erosión.
A partir de 1978 se han obtenido mapas globales de a superficie, gracias a as sondas Pioner 1 y las Venera 15 y 16, provistas de altímetros de radar que funcionan en longitudes de onda para las que las nubes de Venus son transparentes. Así se comprobó que el 60% de la superficie está compuesta por llanuras onduladas, de composición probablemente granítica. Sobre estas planicies se elevan algunas zonas de extensión comparable a la de Australia, con desniveles de entre 2 y 5 kms. Estos "continentes" llamados "Tierra de Afrodita", "Tierra de Ishtar", "Región Alfa" y "Región Beta", se formaron probablemente como consecuencia de procesos endógenos (volcánicos o tectónicos), indicando una evolución superficial mucho más intensa que la observada en Mercurio, la Luna o Marte.
A falta de un océano que sirva de referencia a la hora de trazar la altimetría de los mapas, el nivel cero se ha establecido convencionalmente a una distancia de 6.051 kms. del centro del planeta. Los mapas de mayor resolución, obtenidos por la sonda Magallanes en 1990, muestran cadenas montañosas y volcanes rodeados a menudo de sistemas de valles y cañones. En las llanuras se han encontrado cráteres de impacto parcialmente erosionados, algunos de ellos con un diámetro de más de 100 kms. Uno de los mayores volcanes es el llamado "Monte Maat", ya extinguido, y con una altura de unos 8 kms. Hay claros indicios de que en épocas recientes han tenido lugar erupciones volcánicas a gran escala con producción de grandes corrientes basálticas, y es probable que esta actividad continúe hoy en día.
Es obvio que el aspecto que más atrajo la curiosidad de los científicos sobre este mundo fue la presencia de una verdadera atmósfera, comparable a la de la Tierra. Los demás planetas de tipo terrestre poseen atmósferas demasiados reducidas como para reunir las condiciones aptas para la vida. Sin embargo, y tras la información enviada por las numerosas sondas enviadas a Venus, se hizo evidente que tampoco esta atmósfera era la idónea para el desarrollo de las formas de vida conocidas en la Tierra.
La atmósfera está constituida casi exclusivamente por dióxido de carbono (96,4%), el 3,5% es nitrógeno y el resto, sulfuros y monóxido de carbono. La concentración de vapor de agua es variable, pero se sitúa en torno al 0,01%, mientras que el oxígeno existe en proporciones inferiores a 20 partes por millón. La densidad de la atmósfera conduce y conserva con tanta eficacia el calor, que elimina toda posible variación nocturna o diurna, estacional o relacionada con la latitud. La presión superficial es de 90 atmósferas, equivalente a la existente a 900 metros bajo el mar.
Las naves soviéticas Vega 1 y 2, se dedicaron principalmente al estudio de las nubes venusianas, para lo cual, liberaron un par de globos sonda, que transportados por el viento recorrieron más de 11.000 kms transmitiendo datos durante dos o tres días. De esta manera se consiguió identificar varios estratos atmosféricos. Hasta una altura de 31 kms. se encuentra la baja atmósfera, compuesta por dióxido de carbono. Entre los 31 y los 48 kms. se extiende una zona de neblina formada principalmente por vapor de ácido sulfúrico. Es a esa altura donde se encuentran las nubes opacas de color amarillo pálido que cubren permanentemente la superficie del planeta. Esta zona nubosa está dividida a su vez en tres estratos. El estrato inferior, comprendido entre los 48 y los 52 kms. es el más denso y está compuesto por grandes gotas de ácido sulfúrico. El intermedio continúa hasta los 58 kms. de altura, y al igual que el anterior está formado por gotas de ácido sulfúrico, aunque de menor tamaño. El estrato superior alcanza los 70 kms de altitud, es el menos denso y está compuesto por pequeñas gotitas del mismo compuesto químico que los anteriores. Por encima de este estrato existe una zona de neblina (neblina superior), formada por pequeñas partículas de azufre.
Como vemos, las nubes venusianas en cuanto a su composición no se parecen en nada a las terrestres, pero tampoco en su formación. En nuestro planeta se forman como consecuencia del enfriamiento del aire ascendente, que ocasiona la condensación del vapor de agua. Las nubes de Venus son el producto de una serie de reacciones químicas entre el dióxido de azufre y el agua, desencadenadas por la acción de la luz solar en las capas altas de la atmósfera y el intenso calor de la superficie del planeta.
El azufre y el dióxido de azufre llegaron a la atmósfera como consecuencia de las erupciones volcánicas. Al ascender en la atmósfera se combinaron con el escaso vapor de agua presente, formándose las nubes de ácido sulfúrico. Sin embargo las lluvias de ácido nunca se producen, ya que las elevadas temperaturas hacen que las gotas se evaporen a gran altitud, (neblina inferior). En la Tierra, en cambio, el azufre procedente de las erupciones volcánicas se disuelve en las nubes, dando origen a las conocidas lluvias ácidas.
En cuanto a las corrientes atmosféricas, los vientos son casi nulos en la superficie, aumentando conforme se gana altitud, llegando a un máximo en los estratos superiores. Aquí la velocidad alcanza los 360 km/h, por lo que esta capa completa un giro alrededor del planeta en apenas cuatro días. En la Tierra, en cambio, la atmósfera gira prácticamente junto a la superficie.
Pero ¿por qué la temperatura de Venus es más elevada que la de la Tierra? Después de todo, la atmósfera refleja o absorbe entre el 60 y el 70% de la luz solar, por lo que a la superficie llega menos luz que a la de nuestro planeta. La respuesta está en el llamado efecto invernadero. Aunque la atmósfera terrestre admita la entrada de más luz, también deja escapar más radiación al espacio a través de ella. Esto último es lo que no ocurre en Venus. La poca radiación que atraviesa la capa de nubes es reflejada por la superficie, pero ya no consigue escapar al exterior, puesto que es de nuevo reflejada por los estratos nubosos, acumulándose entre estos y la superficie. Con el tiempo la temperatura se estabiliza, radiándose al espacio una cantidad de energía igual a la absorbida, pero el valor alcanzado es mayor que el que existiría sin el efecto invernadero. De manera que a la Tierra le correspondería una temperatura de unos 30º C menos que la que actualmente viene disfrutando si no interviniese este beneficioso efecto. Sin embargo, lo que para nosotros es vital, para Venus es fatal.
¿Cómo se pudo originar este catastrófico fenómeno?
Hay numerosos indicios que hacen pensar que en el pasado el agua era abundante en Venus. Al encontrarse más cerca del Sol que nuestro planeta, las temperaturas eran ligeramente más elevadas, por lo que toda esta agua se evaporó. El vapor de agua fue atrapando progresivamente la radiación infrarroja procedente de la superficie, lo que a su vez determinó un aumento de la temperatura y más evaporación. El proceso iniciado así desencadenó la evaporación completa de los mares. A continuación, la radiación ultravioleta disoció las moléculas de agua contenidas en la atmósfera, provocando la oxidación de las rocas superficiales. El hidrógeno restante, al ser más ligero, se perdió en el espacio. Por este motivo la cantidad de vapor de agua de la atmósfera de Venus equivale a la cienmilésima parte de la existente en los océanos de la Tierra.
Otro proceso importante a tener en cuenta a la hora de explicar las diferencias atmosféricas entre Venus y la Tierra es el conocido ciclo del carbono
La actual atmósfera de la Tierra está constituida por un 78% de nitrógeno y un 21% de oxígeno. El 1% restante son gases inertes, dióxido de carbono, vapor de agua, ozono, hidrógeno, metano y helio principalmente. La atmósfera primigenia se formó a partir de las emanaciones volcánicas, ricas en vapor de agua, dióxido de carbono, dióxido de azufre y nitrógeno, pero ni rastro de oxígeno, igual que en Venus. El dióxido de carbono es fundamental a la hora de crear un beneficioso efecto invernadero que nos libre de una glaciación perenne, puesto que dada la distancia a la que se encuentra del Sol, a la Tierra le corresponde como hemos dicho anteriormente una temperatura más fría que la que viene disfrutando. Sin embargo, un exceso de este gas produciría un efecto invernadero similar al que existe en Venus, con temperaturas de hasta 400ºC, haciendo inhabitable el planeta. Veamos como se las arregló la naturaleza para librarnos de ese peligroso exceso de dióxido de carbono .
La proporción de dióxido de carbono en la atmósfera es en este momento de un 0,03%. Cualquier cambio provocaría un efecto desastroso en el equilibrio climático. Para entender esto recordemos brevemente en qué consiste el efecto invernadero. Durante el día el Sol calienta la superficie de la Tierra. Por la noche, el calor escapa a través de la atmósfera al espacio en forma de radiación infrarroja. Sin embargo, el dióxido de carbono contenido en la atmósfera posee la propiedad de reflejar parte de esa radiación que escapa, haciéndola volver de nuevo a la Tierra. De no ser por este beneficioso fenómeno, la Tierra tendría una temperatura media mucho más baja que los confortables 15º C actuales. Lógicamente, un aumento de dióxido de carbono en la atmósfera, provocaría un aumento proporcional en el efecto invernadero.
Los científicos han descubierto que en los últimos 30 años, el contenido de dióxido de carbono en la atmósfera se ha incrementado en un 10%. De continuar a este ritmo, a mediados del siglo XXI la temperatura media de la Tierra aumentará 2 ó 3º C, lo que provocará la fusión de parte de los casquetes polares, con el consiguiente aumento del nivel del mar que podría subir hasta 10 metros. Sin embargo, la proporción de dióxido de carbono no ha sido siempre la misma, de hecho, en la Tierra primigenia era unas 200.000 veces superior al actual. ¿Dónde se encuentra ahora?
En la Tierra es frecuente encontrar lo que los geólogos llaman terrenos cársticos, es decir, terrenos formados principalmente por piedra caliza. Si trituramos un poco de esa piedra, la introducimos en una bolsa de plástico y le añadimos ácido clorhídrico (salfumán), observaremos que inmediatamente tiene lugar una violenta reacción química. La piedra comienza a burbujear desprendiendo un gas que comienza a hinchar la bolsa. Con una roca del tamaño de un puño, debidamente triturada, se puede obtener unos 40 metros cúbicos de ese gas, que no es otra cosa que dióxido de carbono. Esto se debe a que el componente principal de la piedra caliza es el carbonato cálcico, el cual al reaccionar con un ácido produce abundante dióxido de carbono. La piedra caliza es por tanto un inmenso depósito natural de dióxido de carbono. Las formaciones calcáreas son muy abundantes en nuestro planeta, la cuarta parte de China por ejemplo, está formada por este tipo de roca. Pero ¿cómo se convirtió el gas en piedra?
El 70% de la superficie de la Tierra está formada por los océanos. El agua de estos mares se encuentra en contacto con el aire de la atmósfera, por lo que parte de este pasa al agua disolviéndose en ella. El contenido de dióxido de carbono disuelto en el agua marina es unas 60 veces superior al de la atmósfera. Sin embargo, cuando se llega a una situación de equilibrio, el mar es incapaz de absorber más cantidad. Aun así, el proceso de eliminación del dióxido de carbono continúa en el mar, pero mediante otro proceso.
En las aguas poco profundas de los mares tropicales viven los corales. Los corales son unos pequeños pólipos con un tamaño de entre 1 y 3 mm. de diámetro. Nacen desprovistos de un esqueleto rígido, pero cuando se fijan a una roca, en tan sólo 48 horas forman un esqueleto de carbonato cálcico, para lo cual utilizan el dióxido de carbono disuelto en el agua.
Cuando mueren, el esqueleto pasa a formar parte de la roca, donde se fijará un nuevo pólipo que desarrollará su propio esqueleto sobre el de su predecesor. Estos pólipos viven formando enormes colonias, por lo que este proceso da lugar a la creación de enormes estructuras coralinas, como la Gran Barrera de Arrecife australiana, que tiene un grosor de 225 m. por cerca de 2.000 km. de longitud. Los corales crecen hacia arriba a un ritmo de entre 1 y 100 cm. al año, lo que hace que los frágiles esqueletos de abajo se compriman, dando lugar a la formación de una densa piedra caliza a lo largo de millones de años. La primera piedra caliza se formó hace 3.100 millones de años, sólo 1.500 millones de años después de la formación de la Tierra.
De esta forma, el contenido de dióxido de carbono disuelto en el mar disminuye conforme aumentan las formaciones coralinas, pero el equilibrio se restablece automáticamente al disolverse más procedente de la atmósfera.
Es conocido el fenómeno de la formación de cuevas con estalagmitas y estalactitas en los terrenos cársticos. Estas curiosas formaciones tienen lugar debido a que el agua de lluvia que se filtra muy despacio a través del techo de la cueva, contiene carbonato cálcico disuelto, (el fabricado por los corales). El agua se evapora y el carbonato cálcico precipita dando lugar a las estalagmitas y estalactitas. El agua que cae al suelo forma corrientes subterráneas con un alto contenido en carbonatos que al final van a parar de nuevo al mar, cumpliendo un proceso inverso al desarrollado por los corales.
Existe por lo tanto un ciclo que sigue el dióxido de carbono: de la atmósfera al mar, del mar a la roca y de la roca de nuevo al mar. La inexistencia de este ciclo en nuestro planeta gemelo, Venus, es lo que lo hizo inhabitable, ya que nunca tuvo lugar la formación de los océanos, hogar de los corales y demás criaturas que desarrollan conchas calcáreas. El fin de los corales sería también nuestro fin.
en los foros ...
