Venus (planeta)
Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8°), por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto, en unos meses del año, o después del ocaso, en el resto del año. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante, puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos de día a simple vista, además de la Luna y el Sol. Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el segundo objeto más brillante del firmamento, tras la Luna.
Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos astronómicos, incluyendo los ciclos de Venus. El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también hoy para denotar el sexo femenino.
Los adjetivos venusiano-a, venusino-a y venéreo-a (poéticamente) son usados para denotar las características habitualmente atribuidas a Venus-Afrodita. El adjetivo venéreo suele asociarse a las enfermedades de transmisión sexual. Es junto a la Tierra (diosa Gea de la antigüedad) el único planeta del Sistema Solar con nombre femenino, aparte de dos de los planetas enanos, Ceres y Eris.
Características orbitales
Órbita
Aunque todas las órbitas planetarias son elípticas, la órbita de Venus es la más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1%. El ciclo entre dos elongaciones máximas (período orbital sinódico) dura 584 días. Después de esos 584 días Venus aparece en una posición a 72° de la elongación anterior. Dado que hay 5 períodos de 72° en una circunferencia, Venus regresa al mismo punto del cielo cada 8 años (menos dos días correspondientes a los años bisiestos). Este periodo se conocía como el ciclo Sothis en el Antiguo Egipto. En la conjunción inferior, Venus puede aproximarse a la Tierra más que ningún otro planeta. El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39.514.827 kilómetros (0,26413854 UA). Desde entonces nunca ha habido una aproximación tan cercana. Una aproximación casi tan cercana será en el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39.541.578 kilómetros (0,26431736 UA).
Rotación
Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado, en el mismo sentido de las manecillas del reloj, de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el resto de los planetas (excepto Urano), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243,0187 días terrestres. No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este, con un ciclo día-noche de 116,75 días terrestres1 y un año venusiano de 1,92 días venusianos.
Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.
Características físicas
Atmósfera de Venus
La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO2 en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.
Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45 °C. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus es de 464 °C. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400 °C, lo que lo hace el planeta más caliente del sistema solar.
Geología de Venus
Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores (Urano también tiene una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86°, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce por qué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.
Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el Monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.
La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro.
Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico.
El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.
Estructura interna
Sin información sísmica o detalles, momento de inercia, existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus. Sin embargo, la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín: un núcleo, un manto, y una corteza planetaria. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño y densidad de Venus indica que las presiones en su interior son considerablemente menores que en la Tierra. La diferencia principal entre los dos planetas es la carencia de placas tectónicas en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie. Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento y proporcionando una explicación viable sobre la carencia de un campo magnético interno.
Observación y exploración de Venus
Observaciones históricas
Venus es el astro más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 a. C., es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jīn-xīng» (金星), el planeta del elemento metal. Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron Hesperus cuando aparecía en el cielo del oeste al atardecer y Phosphorus cuando aparecía en el cielo del este al amanecer.
Venus es más brillante cuando el 25% de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino). Su mayor elongación y altura sobre el horizonte se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior.
En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo se encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de los hemisferios terrestres se puede ver en los dos momentos. Esta oportunidad se presentó recientemente para los observadores del Hemisferio Norte durante unos días sobre el 29 de marzo de 2001, y lo mismo sucedió en el Hemisferio Sur el 19 de agosto de 1999. Estos eventos de repiten cada ocho años conforme al ciclo sinódico del planeta. En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio). Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. La casi resonancia entre su rotación y la mayor aproximación a la Tierra ayudó a crear esta impresión, ya que Venus siempre parece dar la misma cara cuando se encuentra en la mejor posición para ser observado. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía Jodrell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964.
Antes de las observaciones de radio de los años sesenta, muchos creían que Venus contenía un entorno como el de la Tierra. Esto era debido al tamaño del planeta y su radio orbital, que sugerían claramente una situación parecida a la de la Tierra, así como por la gruesa capa de nubes que impedían ver la superficie. Entre las especulaciones sobre Venus estaban las de que éste tenía un entorno selvático o que poseía océanos de petróleo o de agua carbonatada. Sin embargo, las observaciones mediante microondas en 1956 por C. Mayer et al, indicaban una alta temperatura de la superficie (600 K). Extrañamente, las observaciones hechas por A.D. Kuzmin en la banda milimétrica indicaban temperaturas mucho más bajas. Dos teorías en competición explicaban el inusual espectro de radio: una de ellas sugería que las altas temperaturas se originaban en la ionosfera y la otra sugería una superficie caliente. Uno de los fenómenos de la atmósfera de Venus observado por astrónomos desde la Tierra y aún no explicado es el de las llamadas luces Ashen.
Tránsitos de Venus
Exploración espacial de Venus
La órbita de Venus es un 28% más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave. Por otro lado, la atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables y complicadas que en el caso de Marte.
La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones y densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95% de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner 5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas). El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados Celsius. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie.
La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos.
La exploración espacial de Venus permaneció muy activa durante finales de los 70 y los primeros años de la década de los 80. Se comenzó a conocer en detalle la geología de la superficie de Venus, y se descubrieron volcanes ocultos inusualmente masivos denominados como «coronae» y «arachnoids». Venus no presenta evidencias de placas tectónicas, a menos que todo el tercio norte del planeta forme parte de una sola placa. Las dos capas superiores de nubes resultaron estar compuestas de gotas de ácido sulfúrico, aunque la capa inferior está compuesta probablemente por una solución de ácido fosfórico. Las misiones Vega desplegaron globos aerostáticos que flotaron a unos 53 kilómetros de altitud durante 46 y 60 horas respectivamente, viajando alrededor de un tercio del perímetro del planeta. Estos globos midieron velocidades del viento, temperaturas, presiones y densidad de las nubes. Se descubrió un mayor nivel de turbulencias y convección de lo esperado, incluyendo ocasionales baches con caídas de uno a tres kilómetros de las sondas.
Imagen de la superficie de Venus obtenida por radar por la sonda Magallanes. El 10 de agosto de 1990, la sonda estadounidense Magallanes llegó a Venus, realizando medidas por radar de la superficie del planeta y obteniendo mapas de una resolución de 100 m en el 98% del planeta. Después de una misión de cuatro años, la sonda Magallanes, tal como estaba planeado, se sumergió en la atmósfera de Venus el 11 de octubre de 1994 y se vaporizó en parte, aunque se supone que algunas partes de la misma alcanzaron la superficie del planeta. Desde entonces, varias sondas espaciales en ruta hacia otros destinos han usado el método de sobrevuelo de Venus para incrementar su velocidad mediante el impulso gravitacional. Esto incluye a las misiones Galileo a Júpiter, la Cassini-Huygens a Saturno (con dos sobrevuelos) y la Messenger a Mercurio (dos sobrevuelos).
Desde la Agencia Espacial Europea se ha preparado una misión llamada Venus Express, que estudia la atmósfera y las características de la superficie desde la órbita. La Venus Express fue lanzada desde el Cosmódromo de Baikonur (Kazajistán) el 9 de noviembre de 2005, y pese a que se esperaba que permanezca operativa hasta diciembre de 2009, la ESA decidió prolongar oficialmente la misión hasta el 31 de diciembre de 2012. La Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) planea también una misión a Venus (PLANET-C) en el año 2010.
Referencias culturales
El planeta Venus ha inspirado numerosas referencias religiosas y astrológicas en las civilizaciones antiguas. La inspiración mitológica de Venus se extiende también a obras de ficción como: En El Silmarillion, de J. R. R. Tolkien, base mitológica de El Señor de los Anillos, Eärendil porta en su frente uno de los tres Silmarils, y viaja con su barca por el cielo por mandato de Manwë para ser la luz de la esperanza para los hombres, dando de este modo una explicación mitológica a Venus. En tiempos más modernos la ausencia de detalles observables en su superficie era interpretadas desde finales del siglo XIX como evidencia de grandes nubes que ocultaban un mundo rico en agua en el que se especulaba la presencia de vida extraterrestre (seres venusianos) siendo un mundo utilizado frecuentemente en las historias de ciencia ficción de los años 1920 a 1950, así por ejemplo en la obra de Olaf Stapledon de 1930 titulada First and Last Men, se proporciona un ejemplo ficticio de terraformación en el cual Venus es modificado tras una larga y destructiva guerra con sus habitantes nativos. También varios relatos cortos de Ray Bradbury, como The Long Rain ("La larga lluvia", 1950), relato en el que se basará parcialmente la película The Illustrated Man ("El hombre ilustrado", 1969) de Jack Smight, y All Summer in a Day (1959) describen a Venus como un planeta húmedo y potencialmente habitable. Una de las últimas muestras de esta narrativa representando ese Venus pantanoso fue la novela de Isaac Asimov Los océanos de Venus protagonizada por Lucky Starr, de 1954.
Algunas obras más recientes que tratan de manera más realista el planeta son: El autor de ciencia-ficción Paul Preuss escribió en su serie de novelas Venus Prime sobre la hipótesis de un Venus habitable hace mil millones de años, que dejó de serlo a causa del vapor de agua inducido en su atmósfera por el bombardeo cometario, que produjo una reacción en cadena de efecto invernadero. Esta hipótesis se puede encontrar en el sexto libro de la serie, traducido en español como Los seres luminosos.
En su novela 3001: Odisea final, Arthur C. Clarke sitúa a un grupo pionero de científicos en la superficie de Venus, resguardados bajo tierra, mientras cometas procedentes del cinturón de Kuiper son arrastrados a una órbita de colisión con el planeta para aumentar su aporte de agua y reducir la temperatura. En la película de animación japonesa The Venus Wars (ヴイナス戦記) de 1989, dirigida por Yoshikazu Yasuhiko, la acción transcurre en un Venus terraformado espontáneamente tras el impacto de un gigantesco cometa de hielo en el planeta. Otras películas de ciencia ficción centradas en el planeta Venus son Queen of Outer Space ("La Reina del Espacio Exterior", 1958) de Edward Bernds, Der Schweigende Stern ("La Primera nave espacial a Venus", 1959) de Kurt Maetzig, basada en un relato de Stanislaw Lem, y Планета Бурь ("El planeta de las tormentas", 1962) de Pavel Klushantsev.
Bibliografía
Referencias ↑ Datos de la NASA sobre Venus Arnett, Bill. Venus The Nine Planets, A Multimedia Tour of the Solar System, 2005 [fecha de consulta: 20 de septiembre del 2005]. Disponible en
Lecturas adicionales
Barsukov, V. et al. Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics - Research Results from the USSR. University of Arizona Press, Tucson, 1992. ISBN 0-8165-1222-1 Bougher, S. et al. Venus II - Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. University of Arizona Press, Tucson, 1997. ISBN 0-8165-1830-0 Burgess, E. Venus, An Errant Twin. Columbia University Press, Nueva York, 1985. ISBN 0-231-05856-X Cattermole, P. Venus, The Geological Story. Johns Hopkins University Press, Baltimore, 1994. ISBN 0-8018-4787-7 Fimmel, R. et al. Pioneer Venus. NASA SP-461, Washington, D.C., 1983. ASIN B0006ECHAQ Ford, J. et al. Guide to Magellan Image Interpretation. JPL Publication 93-24, 1993 (en línea). ASIN B00010J5UA Grinspoon, D. Venus Revealed - A New Look Below the Clouds of our Mysterious Twin Planet. Addison-Wesley, Nueva York, 1997. ISBN 0-201-32839-9 Hunten, D. et al. Venus. University of Arizona Press, Tucson, 1983. ISBN 0-8165-0788-0 Magellan at Venus. Reimpresión de Journal of Geophysical Research, Vol. 97, no. E8 y E10, A.G.U., Washington, D.C., 1992. Marov & Grinspoon. The Planet Venus. Yale University Press, New Haven, 1998. ISBN 0-300-04975-7 Pioneer Venus Special Issue. Journal of Geophysical Research, Vol. 85, diciembre de 1980. Roth, L. y Wall S. The Face of Venus - The Magellan Radar Mapping Mission. NASA SP-520, Washington, D.C., 1995. ASIN B00010OZLY
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