Atmósferas planetarias: el caso de Venus

Venus es el segundo planeta más cercano al Sol, que funciona en una órbita casi circular a una distancia de 0,72 UA (unidad astronómica, distancia media entre la Tierra y el Sol, casi 150 millones de kilómetros). El tiempo que tarda Venus en dar una vuelta alrededor del Sol (224,7 días en la Tierra) es menor que su período de rotación (243 días en la Tierra). Es decir, en Venus el año es más corto que el día. El eje de rotación del planeta es casi perpendicular a la eclíptica, al plano que define el Ecuador del Sol. Por ello, Venus no tiene estaciones y gira en sentido contrario al resto de planetas del Sistema Solar (ver figura 1).

Venus es muy similar en muchos aspectos a la Tierra, por ejemplo, por su tamaño (el radio de Venus es el 95% de la Tierra) y por su masa (96,1%). Pero en otras ocasiones, ambos planetas no tienen nada que ver, por ejemplo, con la atmósfera. El de la tierra está compuesto principalmente por nitrógeno (N 2 , 78,1%) y oxígeno (0 2 , 21%). La de Venus, por su parte, es de dióxido de carbono (CO 2 , 96,5%) y nitrógeno (N 2 , 3,5%), y la presencia de agua es sólo de 20 ppm (partes por millón). Esto hace que la atmósfera de Venus sea mucho más densa y caliente. De hecho, la presión atmosférica en la superficie es de 90 bar, 90 veces mayor que en la superficie terrestre, y la temperatura de 460 ºC. Por si esto fuera poco, las nubes son de ácido sulfúrico, por lo que la lluvia es muy corrosiva, pero debido a las altas temperaturas se evapora antes de llegar a la superficie. Estas condiciones extremas dificultan mucho la exploración de la superficie. Sólo las sondas espaciales soviéticas Venera de los años 70 han conseguido posarse en superficie y no sobrepasaron los 110 minutos de actividad.

Efecto invernadero

Algunos gases potencialmente presentes en la atmósfera, como el dióxido de carbono, el metano y el vapor de agua, provocan el efecto invernadero en varios planetas. La radiación solar se encuentra casi en su totalidad dentro del espectro visible, y dado que los gases mencionados no absorben estas longitudes de onda, la luz puede llegar sin obstáculos a la superficie y aumentar su temperatura. Por otro lado, el calor que la superficie del planeta emite al espacio, la radiación térmica, se sitúa en el espectro infrarrojo, y dado que los citados gases pueden absorber esas longitudes de onda, la radiación queda "atrapada" en la atmósfera, aumentando aún más la temperatura.

Tanto en la Tierra como en Venus hay efecto invernadero, pero hay dos grandes diferencias. Por un lado, el CO 2 y la cantidad de vapor de agua presentes en la atmósfera terrestre son muy bajos en comparación con el CO 2 de Venus. Y por otro lado, la Tierra tiene agua; los océanos tienen la capacidad de destruir CO 2, equilibran en cierta medida el efecto invernadero (al menos la parte intrínseca del efecto, no la provocada por el hombre) y la temperatura media en la superficie terrestre es de 15 ºC, es decir, el planeta es habitable. En Venus, sin embargo, no hay océanos y el efecto invernadero provoca temperaturas increíbles (460ºC).

Figura . Debido a las nubes y a los gases de efecto invernadero, parte de la radiación térmica emitida por la superficie no pasa al espacio, lo que provoca un calentamiento de la atmósfera. Imagen: Itziar Garate.

Sin embargo, en la superficie hay dióxido de carbono. De hecho, al igual que en la atmósfera de Venus hay CO 2 como minerales carbonados, por lo que se considera que ambas atmósferas, a pesar de tener las mismas condiciones iniciales, sufrieron evoluciones muy diferentes. Antiguamente Venus podría ser muy parecido a la Tierra, con temperaturas más bajas y con agua líquida en la superficie. En algún momento, el planeta podría comenzar a calentarse hasta evaporar todo el agua superficial, lo que, al ser el vapor de agua más efectivo en el efecto invernadero que el CO 2, aumentaría aún más la temperatura. Entonces, podría empezar a sublimar el carbono de las rocas y generar CO 2 más al reaccionar con el oxígeno atmosférico. Al sublimar todo el carbono a la atmósfera, alcanzaría un equilibrio de temperatura y presión más alta y formaría el Venus que hoy conocemos.

Superrotación

Además de la composición, la dinámica atmosférica de Venus es muy diferente a la de la Tierra. En nuestro planeta, el período de rotación de la atmósfera es muy similar al de la superficie, es decir, el tiempo que tardan en girar la atmósfera alrededor del planeta y la propia Tierra es muy similar. En Venus, la velocidad de la atmósfera aumenta con la altura hasta alcanzar los 65 kilómetros. Allí la atmósfera tiene una velocidad máxima de 360 km/h, es decir, se mueve 60 veces más rápido que la superficie. En la Tierra, sin embargo, los vientos más fuertes sólo tienen velocidades que superan en un 10-20% la rotación del planeta. Este fenómeno se conoce como superrotación, y todavía no se conoce su origen ni cómo se puede mantener.

En el Sistema Solar hay otro caso de superrotación, en Titán. Titán es la luna más grande de Saturno, la única con una atmósfera destacada. Al igual que en el caso de Venus, tiene una rotación lenta y una atmósfera rápida. Un día de titanio dura 16 días terrestres, pero los vientos a 125 km de altura se desplazan entre 8 y 9 veces más rápido que la superficie.

Absorbente ultravioleta

Otra característica importante de Venus es que está totalmente cubierto de nubes. Si bien estas nubes no son aisladamente gruesas, la opacidad de toda la capa de nubes que se extiende a una altura aproximada de 45-65 km impide la observación de la que está por debajo. En la actualidad, utilizando el espectrómetro de imágenes de la nave espacial Venus Express de la Agencia Espacial Europea o una cámara con filtros específicos, se analiza el espectro electromagnético de la radiación emitida por el planeta, ya que midiendo la radiación de diferente longitud de onda se pueden estudiar las diferentes propiedades y alturas de la atmósfera.

Figura . Las dos imágenes de la izquierda son instantáneas y muestran las nubes de la parte superior de la capa de nubes. Las dos de la derecha son cuatro días después y muestran las nubes a 45 y 65 km de la atmósfera respectivamente. Fuente: ESA.

Por ejemplo, en la zona ultravioleta, parte del planeta actual, se puede observar la luz solar reflejada. Como la reflexión se produce en la parte superior de la capa de nubes, las imágenes ultravioletas presentan la distribución de las nubes a 65 km en la atmósfera (ver figura 3). De hecho, las zonas luminosas y oscuras se ven intercaladas en las imágenes, lo que indica la existencia de un potente absorbente de luz ultravioleta aún desconocida.

El 75% de la luz que llega a Venus se refleja, pero como casi la totalidad de la radiación del Sol es visible, en esas longitudes de onda el planeta es muy brillante y no se aprecian zonas de nubes en las imágenes. Si vamos a una radiación infrarroja de mayor longitud de onda, nos sumergimos en el espectro de emisión térmica. Es decir, en la zona de radiación emitida por un cuerpo por la mera presencia a una temperatura determinada. Por lo tanto, la medida de una emisión térmica puede ajustarse a una temperatura específica de la atmósfera y por tanto a una altura.

Así, se sabe que la emisión de 1,1 µm de longitud de onda proviene de la superficie o que la radiación de 3,80 µm corresponde a las nubes superiores. La distribución espacial de las nubes que vemos en las imágenes, en lugar de indicar la emisión directa de las nubes, puede indicar las nubes que se convierten en fuente de opacidad. En el caso de una radiación de 1,74 µm, por ejemplo, la emisión tiene su origen en la parte más baja de la atmósfera, pero en la ascensión se encuentra con las nubes situadas a 45 km y es parcialmente absorbida. Es decir, las nubes actúan como filtros y cada una de ellas dificulta la cantidad de radiación.

Vórtice polar sur

Si se eligen las longitudes de onda adecuadas para la observación de Venus, las imágenes muestran diferentes estructuras de nubes. Los vórtices son estructuras complejas de vientos nubosos que giran rápidamente alrededor de un centro. Los remolinos de agua y los huracanes son ejemplo de los violentos de la Tierra, pero también los violines polares del Ártico y de la Antártida, ciclones que giran alrededor de los polos. Son muchos los planetas del Sistema Solar que tienen violencias polares. Algunos tienen una forma rara, pero el violín del Polo Sur de Venus es el más versátil de todos.

Figura . La vórtice polar sur de Venus tiene cientos de caras que alteran su forma día a día. Los paneles superiores de esta imagen nos muestran las nubes a 65 km y las inferiores a 45 km. Fuente: ESA.

En su primera gira al planeta, la nave espacial Venus Express comprobó que en el Polo Sur existía un vórtice gigante en forma de "doble ojo". Desde entonces, las imágenes infrarrojas de alta resolución de la herramienta VIRTIS han mostrado que esta estructura a veces tiene forma dipolar y otras veces más redondeada, aunque generalmente tiene una forma de transición entre ambas configuraciones.

En general, aunque en pocos días salta de una estructura a otra, algunas de ellas son estables durante varios días. En estos casos, si se considera que las nubes son trazadores pasivos que son arrastrados por el viento, se puede medir la velocidad del viento. Así, se ha observado que la violencia está alejada del Polo Sur del planeta y que se está moviendo a su alrededor de forma impredecible. Este movimiento es del mismo sentido y velocidad que la atmósfera. Por tanto, a pesar de tratarse de pequeños movimientos que destruyen y regeneran constantemente la estructura, en su conjunto la violencia se mueve con la atmósfera.

El único patrón permanente es la estructura anular que rodea a la vórtice y que suele estar a unos 15 ºC por debajo de la zona. Tanto la violencia como la persistencia de los anillos pueden indicar una relación dinámica entre las dos estructuras, pero todavía no está claro cuál puede ser.

La dinámica de la violencia puede estar relacionada con la superrotación del resto de la atmósfera. O quizás no. Es posible que más de mil volcanes del planeta participen en el proceso de formación de las nubes debido a una cierta influencia de las nuevas partículas que emiten a la atmósfera. O quizás no. Lo único que está claro es que Venus es un planeta lleno de misterio. Por lo tanto, no es de extrañar la curiosidad actual por el astro que se ha llamado "nuestro planeta gemelo".

Referencias