A atmosfera de Venus
É sobradamente coñecido que a atmosfera de Venus dificulta a visión deste planeta. A capa de nubes continua da atmosfera non permite ver a sobrecarga. A opacidade da capa, con todo, non radica no tamaño das fraccións que a forman ou na densidade das nubes, senón na súa anchura, xa que se estende a unha altura entre 50 e 75 km.
Por encima destas nubes, noutros 30 quilómetros, temos outra capa de densidade moito menor, que poderiamos comparar coa bruma terrestre. Por tanto, en canto á consistencia óptica desta capa superior, podemos dicir que é moito máis débil que a das nubes, chegando só a un centenar delas.
O albedo das nubes é moi alto, moi parecido ao da neve. A falta de configuración ou estrutura estable demóstranos que a luz reflectida é a que vemos desde a Terra, sen recibir ningún tipo de información superficial. Por iso, a velocidade de xiro de Venus tampouco se mediu de forma fiable até hai pouco, cando se realizaron os primeiros estudos con radares. Segundo os resultados destas medidas, o período de xiro é de 243 días e o movemento é cara atrás.
O movemento de xiro cara atrás pode asociarse a que Venus non teña satélites (poida que non os tivo nunca, pero hai que ter en conta que a Terra e Marte son similares a ela). Lembremos, antes de seguir adiante, o que ocorre nun sistema como o da Terra e a Lúa. Debido aos efectos de marea que interactúan os corpos, a velocidade de xiro diminúe e esta perda de momento angular compénsase co aumento da distancia entre eles.
Pensemos agora que nun tempo Venus e o seu posible satélite formaron un sistema similar ao da Terra e a Lúa, pero coa traxectoria do satélite máis excéntrica que a da Lúa. O freado do xiro descrito paralizaría Venus convertendo o movemento en retroceso. Por tanto, o satélite afastaríase máis da súa influencia. Si, pola contra, recoñecemos que o xiro cara atrás de Venus é causado polo efecto mareal do Sol ou outro axente externo, o efecto mareal do planeta provocaría a caída do satélite.
No entanto, deixemos ao carón o inconveniente que supoñen paira nós as nubes de Venus e analicemos en que consiste o seu interese. As nubes reflicten case o oitenta por cento da emisión que chega do Sol (especialmente nas lonxitudes de onda de amarelo e vermello). Por iso, Venus está máis cerca e recibe menos enerxía solar que a Terra. Dous terzos desta enerxía que, reflectida, non volve ao espazo, é absorbida polas propias nubes nos campos do ultravioleta e infravermello próximo.
Por tanto, o outro terzo (aproximadamente a quince do total da enerxía) chega á superficie, creando un ambiente de cor laranxa escuro. Con todo, a temperatura da superficie é de 450ºC no hemisferio luminoso e 300ºC na penumbra. Estes altos valores de temperatura son consecuencia da composición da atmosfera que analizaremos inmediatamente.
Podemos dicir que a atmosfera de Venus apenas contén osíxeno. Pola contra, a proporción de óxido de carbono IV, C02, é do 96,5%. e case todo o resto é nitróxeno mole cular, N2. Hai que reservar unhas proporcións moi pequenas paira outros compoñentes como 0,1 ou 0,2% paira o vapor de auga.
Como se pode observar, o principal compoñente atmosférico é o dióxido de carbono, causante do efecto invernadoiro máis coñecido nos últimos anos. Este efecto é a causa das peculiaridades da atmosfera de Venus. A radiación incidente quenta a superficie de Venus e a súa emisión por infravermellos non pode saír da atmosfera. Por iso, aínda que a cantidade de enerxía que chega á superficie de Venus é menor que a que chega á Terra, a temperatura é moito maior.
Pola mesma razón non é maior a diferenza entre o claro e o escuro. Do mesmo xeito que a Lúa e Mercurio, os astros cunha atmosfera moi fina perden a calor rapidamente e a diferenza comentada adoita ser moi grande. Con todo, non debemos pensar que se trata dunha perda de calor do planeta. As capas altas da atmosfera están a perder constantemente calor e a temperatura na parte superior das nubes é duns -30ºC. Os mapas técnicos indican que a diferenza de emisión entre as diferenzas de luz e escuridade é tan pequena como a existente entre as rexións de latitude baixa e alta.
Tomando como base este detalle, pódese concluír que a duración do día de Venus non é suficiente para que as capas baixas da atmosfera arrefríense e que existe una importante circulación horizontal da calor. Estas situacións xeran una dinámica atmosférica especial. Como son os que máis se quentan nas rexións ecuatoriais, xéranse correntes convectivas que se desprazan cara arriba. Na parte superior migran cara aos polos paira descender cara á superficie. Desde alí a corrente xira cara ao ecuador para encher o oco que deixa o gas local ao subir. Loxicamente, en ambos os hemisferios prodúcense movementos simétricos.
Até agora, ademais de mencionar a capa de nubes, fixemos pouco. Imos dar algúns detalles interesantes sobre el. O principal compoñente das nubes é o ácido sulfúrico, que constitúe as tres cuartas partes da súa masa. Hai dúas razóns principais que nos levan a esta conclusión. A primeira, que o espectro de reflexión sexa similar ao do ácido sulfúrico. A segunda, a análise da polarización da luz reflectida indica que as fraccións que forman as nubes son esféricas. Por tanto, as pingas líquidas teñen un índice de refracción de 1,44. Este resultado exclúe practicamente todos os compoñentes posibles excepto o ácido sulfúrico.
A auga tamén, porque o seu índice é 1,33. Os gases básicos que forman o ácido sulfúrico en Venus son o dióxido de xofre (S02), o sulfuro de hidróxeno (SH2), o sulfuro de dimetilo (CH3)2S) e o sulfuro de carbonilo (OCS). Non supoñen o 0,02% da atmosfera. As nubes, pola súa banda, non superan o 0,00002%. Con todo, vimos até que punto inflúen. Hai que ter en conta que a atmosfera de Venus é unhas 90 veces máis densa que a da Terra, mentres que a presión multiplícase por igual (uns 95 bares).
En xeral, considérase un detalle sorprendente a presenza de nubes de ácido sulfúrico, aínda que non é tan raro. Na propia terra este composto aparece moi diluído en choiva aceda. Ademais, aparece cunha densidade similar á de Venus na denominada capa de Junge na estratosfera.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
