Atmósfera de Venus

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La atmósfera de Venus es la densa capa de gases que rodea al planeta Venus. La atmósfera de Venus está compuesta por un 96,5% de dióxido de carbono y un 3,5% de nitrógeno, con otros compuestos químicos presentes solo en cantidades mínimas. Es mucho más densa y caliente que la de la Tierra; la temperatura en la superficie es de 740 K (467 °C, 872 °F), y la presión es de 93 bar (1.350 psi), aproximadamente la presión que se encuentra a 900 m (3.000 pies) bajo el agua en la Tierra. La atmósfera de Venus sostiene capas de nubes opacas de ácido sulfúrico que cubren todo el planeta, lo que impide la observación óptica de la superficie desde la Tierra y desde la órbita. La información sobre la topografía de la superficie se ha obtenido exclusivamente mediante imágenes de radar.

Aparte de las capas más superficiales, la atmósfera se encuentra en un estado de circulación vigorosa. La capa superior de la troposfera exhibe un fenómeno de superrotación, en el que la atmósfera gira alrededor del planeta en solo cuatro días terrestres, mucho más rápido que el día sideral del planeta de 243 días. Los vientos que sustentan la superrotación soplan a una velocidad de 100 m/s (≈360 km/h o 220 mph) o más. Los vientos se mueven a una velocidad hasta 60 veces la velocidad de rotación del planeta, mientras que los vientos más rápidos de la Tierra tienen una velocidad de rotación de solo entre el 10% y el 20%. Por otro lado, la velocidad del viento se vuelve cada vez más lenta a medida que disminuye la elevación desde la superficie, y la brisa apenas alcanza la velocidad de 2,8 m/s (≈10 km/h o 6,2 mph) en la superficie. Cerca de los polos hay estructuras anticiclónicas llamadas vórtices polares. Cada vórtice tiene dos ojos y muestra un patrón característico de nubes en forma de S. Por encima hay una capa intermedia de mesosfera que separa la troposfera de la termosfera. La termosfera también se caracteriza por una fuerte circulación, pero de naturaleza muy diferente: los gases calentados y parcialmente ionizados por la luz solar en el hemisferio iluminado migran al hemisferio oscuro, donde se recombinan y descienden.

A diferencia de la Tierra, Venus carece de campo magnético. Su ionosfera separa la atmósfera del espacio exterior y del viento solar. Esta capa ionizada excluye el campo magnético solar, lo que le da a Venus un entorno magnético distintivo. Esto se considera la magnetosfera inducida de Venus. Los gases más ligeros, incluido el vapor de agua, son expulsados continuamente por el viento solar a través de la cola magnética inducida. Se especula que la atmósfera de Venus hasta hace unos 4 mil millones de años era más parecida a la de la Tierra, con agua líquida en la superficie. Es posible que se haya producido un efecto invernadero descontrolado por la evaporación del agua superficial y el consiguiente aumento de los niveles de otros gases de efecto invernadero.

A pesar de las duras condiciones de la superficie, la presión atmosférica y la temperatura a unos 50 km a 65 km sobre la superficie del planeta son casi iguales a las de la Tierra, lo que hace que su atmósfera superior sea la zona más parecida a la Tierra en el Sistema Solar, incluso más que la superficie de Marte. Debido a la similitud en la presión y la temperatura y al hecho de que el aire respirable (21% de oxígeno, 78% de nitrógeno) es un gas de sustentación en Venus de la misma manera que el helio es un gas de sustentación en la Tierra, la atmósfera superior se ha propuesto como un lugar tanto para la exploración como para la colonización.

Historia

Christiaan Huygens fue el primero en plantear la hipótesis de la existencia de una atmósfera en Venus. En el Libro II de Cosmotheoros, publicado en 1698, escribe:

A menudo me he preguntado que cuando he visto a Venus en ella más cercana a la Tierra, cuando se parecía a una media luna, apenas comenzando a tener algo como Cuernos, a través de un Telescopio de 45 o 60 pies de largo, ella siempre me apareció por igual lúcida, que no puedo decir que me observé tanto como un punto en ella, tho en Júpiter y Marte, que parecen mucho menos para nosotros, ellos son. Porque si Venus tenía algo como el Mar y la Tierra, el primero debe necesariamente mostrar mucho más oscuro que el otro, como cualquiera puede satisfacerse, que desde una montaña muy alta pero mirar hacia abajo sobre nuestra Tierra. Pensé que tal vez la luz demasiado arriesgada de Venus podría ser la ocasión de esta apariencia igual; pero cuando usé una gafas oculares que fue smok’d para el propósito, todavía era lo mismo. ¿Qué entonces, debe Venus no tener Mar, o hacer las Aguas allí reflejan la Luz más que la nuestra, o su Tierra menos? o más bien (que es más probable en mi opinión) no es todo lo que la Luz que vemos reflejada de una Atmósfera que rodea a Venus, que siendo más gruesa y más sólida que la de Marte o Júpiter, obstaculiza nuestro ver cualquier cosa del Globo que él mismo, y es al mismo tiempo capaz de enviar los Rayos que recibe del Sol?

La evidencia decisiva de la atmósfera de Venus fue proporcionada por Mikhail Lomonosov, basándose en su observación del tránsito de Venus en 1761 en un pequeño observatorio cerca de su casa en San Petersburgo, Rusia.

Estructura y composición

Composition

Composición de la atmósfera de Venus. El gráfico de la derecha es una visión ampliada de los elementos de traza que todos juntos no componen ni un 10% del porcentaje.

La atmósfera de Venus está compuesta por un 96,5% de dióxido de carbono, un 3,5% de nitrógeno y trazas de otros gases, sobre todo dióxido de azufre. La cantidad de nitrógeno en la atmósfera es relativamente pequeña en comparación con la cantidad de dióxido de carbono, pero como la atmósfera es mucho más densa que la de la Tierra, su contenido total de nitrógeno es aproximadamente cuatro veces mayor que el de la Tierra, aunque en la Tierra el nitrógeno constituye aproximadamente el 78% de la atmósfera.

La atmósfera contiene una serie de compuestos en pequeñas cantidades, incluidos algunos basados en hidrógeno, como el cloruro de hidrógeno (HCl) y el fluoruro de hidrógeno (HF). También hay monóxido de carbono, vapor de agua y oxígeno atómico. El hidrógeno es relativamente escaso en la atmósfera de Venus. Se cree que una gran cantidad del hidrógeno del planeta se perdió en el espacio, y que el resto se encuentra principalmente ligado al vapor de agua y al ácido sulfúrico (H2SO4). Una prueba contundente de la pérdida significativa de hidrógeno a lo largo de la evolución histórica del planeta es la elevadísima relación D-H medida en la atmósfera de Venus. La relación es de aproximadamente 0,015-0,025, que es entre 100 y 150 veces mayor que el valor terrestre de 1,6×10−4. Según algunas mediciones, en la atmósfera superior de Venus la relación D/H es 1,5 veces mayor que en la atmósfera general.

Composición atmosférica
The atmosphere of Earth is represented as a series of coloured spikes. The green of water dominates, while the red of carbon dioxide clusters near the left side.
espectro de absorción de una mezcla de gas simple correspondiente a la atmósfera terrestre
The atmosphere of Venus is represented on the same graph. Here the red of carbon dioxide is almost overwhelming, but the green of water and the purple of carbon monoxide are present.
La composición de la atmósfera de Venus basada en datos HITRAN creados utilizando HITRAN en el sistema Web.
Color verde: vapor de agua, dióxido de carbono rojo, WN, número de onda (otros colores tienen diferentes significados, longitudes de onda más cortas a la derecha, más largas a la izquierda).

Phosphine

En 2020, hubo un debate considerable sobre si la fosfina (PH3) podría estar presente en cantidades traza en la atmósfera de Venus. Esto sería digno de mención ya que la fosfina es un biomarcador potencial que indica la presencia de vida. Esto fue motivado por un anuncio en septiembre de 2020 de que este compuesto había sido detectado en cantidades traza. Ninguna fuente abiótica conocida presente en Venus podría producir fosfina en las cantidades detectadas. Al revisar, se descubrió un error de interpolación que resultó en múltiples líneas espectroscópicas falsas, incluida la característica espectral de la fosfina. El nuevo análisis de los datos con el algoritmo fijo no da como resultado la detección de la fosfina o la detecta con una concentración mucho menor de 1 ppb.

El anuncio promovió un nuevo análisis de los datos de Pioneer Venus, que descubrió que parte del cloro y todas las características espectrales del sulfuro de hidrógeno están relacionadas con la fosfina, lo que significa que la concentración de cloro es menor de lo que se pensaba y que no se detectó sulfuro de hidrógeno. Otro nuevo análisis de las mediciones espectrales infrarrojas archivadas por el Telescopio Infrarrojo de la NASA en 2015 no reveló ninguna fosfina en la atmósfera de Venus, lo que estableció un límite superior para la concentración de fosfina en 5 ppb, una cuarta parte del valor espectroscópico informado en septiembre.

En 2022, no se anunció ninguna detección de fosfina con una concentración límite superior de 0,8 ppb para altitudes venusianas de 75 a 110 km.

En septiembre de 2024, el análisis preliminar de los datos del JCMT-Venus confirmó la existencia de fosfina en la atmósfera de Venus, con una concentración de 300 ppb a una altitud de 55 km. Aún es necesario procesar más los datos para medir la concentración de fosfina en zonas más profundas de la capa de nubes de Venus.

Amoníaco

El amoníaco en la atmósfera de Venus fue detectado de forma provisional por dos sondas atmosféricas, Venera 8 y Pioneer Venus Multiprobe, aunque la detección fue rechazada en esa ocasión debido a que el comportamiento de los sensores en el entorno venusiano estaba mal caracterizado y se creía que el amoníaco era químicamente inestable en la atmósfera fuertemente oxidante de Venus.

Troposphere

Comparación de Composiciones Atmósfera – Venus, Marte, Tierra (pasto y presente).

La atmósfera se divide en varias secciones según la altitud. La parte más densa de la atmósfera, la troposfera, comienza en la superficie y se extiende hasta los 65 km. Los vientos son lentos cerca de la superficie, pero en la parte superior de la troposfera la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra y las nubes alcanzan velocidades de hasta 100 m/s (360 km/h).

1761 dibujo de Mikhail Lomonosov en su obra sobre el descubrimiento de la atmósfera de Venus

La presión atmosférica en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces la de la Tierra, similar a la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) debajo de la superficie del océano. La atmósfera tiene una masa de 4,8×1020 kg, aproximadamente 93 veces la masa de la atmósfera total de la Tierra. La densidad del aire en la superficie es de 65 kg/m3, que es el 6,5% de la del agua líquida en la Tierra. La presión que se encuentra en la superficie de Venus es lo suficientemente alta como para que el dióxido de carbono técnicamente ya no sea un gas, sino un fluido supercrítico. Este dióxido de carbono supercrítico forma una especie de mar, con una densidad de agua del 6,5%, que cubre toda la superficie de Venus. Este mar de dióxido de carbono supercrítico transfiere el calor de forma muy eficiente, amortiguando los cambios de temperatura entre la noche y el día (que duran 56 días terrestres). En particular, las posibles presiones atmosféricas más altas del pasado de Venus podrían haber creado una capa aún más fluida de dióxido de carbono supercrítico que da forma al paisaje de Venus; en conjunto, no está claro cómo se comporta y se forma el entorno supercrítico.

La gran cantidad de CO2 en la atmósfera, junto con el vapor de agua y el dióxido de azufre, crean un fuerte efecto invernadero, atrapando la energía solar y elevando la temperatura de la superficie hasta unos 740 K (467 °C), más caliente que cualquier otro planeta del Sistema Solar, incluso la de Mercurio, a pesar de estar situado más alejado del Sol y recibir solo el 25% de la energía solar (por unidad de superficie) que recibe Mercurio. La temperatura media en la superficie está por encima de los puntos de fusión del plomo (600 K, 327 °C), el estaño (505 K, 232 °C) y el cinc (693 K, 420 °C). La espesa troposfera también hace que la diferencia de temperatura entre el lado diurno y el nocturno sea pequeña, aunque la lenta rotación retrógrada del planeta hace que un solo día solar dure 116,5 días terrestres. La superficie de Venus pasa 58,3 días en oscuridad antes de que el sol vuelva a salir detrás de las nubes.

Atmósfera
Altura
(km)		Temperatura.
(°C)		Presión atmosférica
(atm)
000046292.10
005042466.65
010038547.39
015034833.04
020030622.52
025026414.93
030022209.851
035018005.917
040014303.501
045011001.979
050007501.066
055002700,531 4
0600−1000,235 7
0650−3000,097 65
0700,43 -00,036 90
080076−00,004 760
090−10400,000 373 6
100−11200,000 026 60

La troposfera de Venus contiene el 99% de la atmósfera en términos de masa. El 90% de la atmósfera de Venus se encuentra a 28 km (17,5 mi) de la superficie; en comparación, el 90% de la atmósfera de la Tierra se encuentra a 16 km (10 mi) de la superficie. A una altura de 50 km (31 mi), la presión atmosférica es aproximadamente igual a la de la superficie de la Tierra. En el lado nocturno de Venus, aún se pueden encontrar nubes a 80 km (50 mi) sobre la superficie.

La altitud de la troposfera más similar a la de la Tierra se encuentra cerca de la tropopausa, el límite entre la troposfera y la mesosfera. Se encuentra ligeramente por encima de los 50 km. Según las mediciones de las sondas Magallanes y Venus Express, la altitud de 52,5 a 54 km tiene una temperatura de entre 293 K (20 °C) y 310 K (37 °C), y la altitud a 49,5 km sobre la superficie es donde la presión se vuelve igual a la de la Tierra al nivel del mar. Como las naves tripuladas enviadas a Venus podrían compensar las diferencias de temperatura hasta cierto punto, cualquier altitud entre 50 y 54 km aproximadamente sobre la superficie sería la altitud más fácil en la que establecer una base de exploración o colonia, donde la temperatura estaría en el crucial nivel de "agua líquida" La temperatura oscila entre 273 K (0 °C) y 323 K (50 °C) y la presión atmosférica es la misma que la de las regiones habitables de la Tierra. Como el CO2 es más pesado que el aire, el aire de la colonia (nitrógeno y oxígeno) podría mantener la estructura flotando a esa altitud como un dirigible.

Circulación

Imagen compuesta del vórtice polar de Venus en rojo fuerte (la imagen roja es una visión infrarroja de nubes altas calientes y la imagen gris es una vista ultravioleta de nubes inferiores)

La circulación en la troposfera de Venus sigue el llamado flujo ciclostrófico. Sus velocidades del viento están determinadas aproximadamente por el equilibrio del gradiente de presión y las fuerzas centrífugas en un flujo casi puramente zonal. En cambio, la circulación en la atmósfera terrestre está gobernada por el equilibrio geostrófico. Las velocidades del viento de Venus se pueden medir directamente solo en la troposfera superior (tropopausa), entre 60 y 70 km de altitud, que corresponde a la capa superior de nubes. El movimiento de las nubes se observa generalmente en la parte ultravioleta del espectro, donde el contraste entre nubes es mayor. Las velocidades lineales del viento en este nivel son de aproximadamente 100 ± 10 m/s a una latitud inferior a 50°. Son retrógradas en el sentido de que soplan en la dirección de la rotación retrógrada del planeta. Los vientos disminuyen rápidamente hacia las latitudes más altas, llegando finalmente a cero en los polos. Estos fuertes vientos en la cima de las nubes provocan un fenómeno conocido como superrotación de la atmósfera. En otras palabras, estos vientos de alta velocidad giran alrededor del planeta más rápido que el propio planeta. La superrotación en Venus es diferencial, lo que significa que la troposfera ecuatorial gira más lentamente que la troposfera en las latitudes medias. Los vientos también tienen un fuerte gradiente vertical. Declinan en las profundidades de la troposfera a una velocidad de 3 m/s por km. Los vientos cerca de la superficie de Venus son mucho más lentos que los de la Tierra. En realidad, se mueven a solo unos pocos kilómetros por hora (generalmente menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1,0 m/s), pero debido a la alta densidad de la atmósfera en la superficie, esto es suficiente para transportar polvo y pequeñas piedras a través de la superficie, de manera muy similar a una corriente de agua de movimiento lento.

Componente sur (north-south) de la circulación atmosférica en la atmósfera de Venus. Tenga en cuenta que la circulación meridional es mucho menor que la circulación zonal, que transporta calor entre los lados cotidianos y nocturnos del planeta

Todos los vientos en Venus son impulsados en última instancia por convección. El aire caliente asciende en la zona ecuatorial, donde se concentra el calor solar y fluye hacia los polos. Este vuelco de la troposfera que se extiende casi a nivel planetario se denomina circulación de Hadley. Sin embargo, los movimientos del aire meridional son mucho más lentos que los vientos zonales. El límite hacia los polos de la célula de Hadley planetaria en Venus está cerca de las latitudes de ±60°. Aquí el aire comienza a descender y regresa al ecuador por debajo de las nubes. Esta interpretación está respaldada por la distribución del monóxido de carbono, que también se concentra en las proximidades de las latitudes de ±60°. Hacia los polos de la célula de Hadley se observa un patrón de circulación diferente. En el rango de latitudes de 60° a 70° existen collares polares fríos. Se caracterizan por temperaturas de unos 30 a 40 K más bajas que en la troposfera superior en latitudes cercanas. La temperatura más baja probablemente se debe al afloramiento del aire en ellos y al enfriamiento adiabático resultante. Esta interpretación se ve apoyada por las nubes más densas y altas en los collares. Las nubes se encuentran a una altitud de 70-72 km en los collares, unos 5 km más arriba que en los polos y las latitudes bajas. Puede existir una conexión entre los collares fríos y los chorros de alta velocidad de latitudes medias en los que soplan vientos de hasta 140 m/s. Estos chorros son una consecuencia natural de la circulación de tipo Hadley y deberían existir en Venus entre los 55 y 60° de latitud.

En los collares polares fríos se encuentran unas extrañas estructuras conocidas como vórtices polares. Son tormentas gigantes similares a huracanes, cuatro veces más grandes que sus análogos terrestres. Cada vórtice tiene dos "ojos" (los centros de rotación), que están conectados por estructuras de nubes con forma de S. Estas estructuras de doble ojo también se denominan dipolos polares. Los vórtices giran con un período de unos tres días en la dirección de la superrotación general de la atmósfera. Las velocidades lineales del viento son de 35 a 50 m/s cerca de sus bordes exteriores y cero en los polos. La temperatura en las cimas de las nubes de cada vórtice polar es mucho más alta que en los collares polares cercanos, alcanzando los 250 K (−23 °C). La interpretación convencional de los vórtices polares es que son anticiclones con corrientes descendentes en el centro y ascendentes en los collares polares fríos. Este tipo de circulación se asemeja a un vórtice anticiclónico polar invernal en la Tierra, especialmente el que se encuentra sobre la Antártida. Las observaciones en las distintas ventanas atmosféricas infrarrojas indican que la circulación anticiclónica observada cerca de los polos penetra hasta 50 km de altitud, es decir, hasta la base de las nubes. La troposfera superior y la mesosfera polares son extremadamente dinámicas; pueden aparecer y desaparecer grandes nubes brillantes en el espacio de unas pocas horas. Uno de estos eventos fue observado por la Venus Express entre el 9 y el 13 de enero de 2007, cuando la región polar sur se volvió más brillante en un 30%. Este evento fue causado probablemente por una inyección de dióxido de azufre en la mesosfera, que luego se condensó, formando una neblina brillante. Los dos ojos en los vórtices aún no han sido explicados.

Color falso cerca de infrarrojo (2.3 μm) imagen de la atmósfera profunda de Venus obtenida por Galileo, las áreas rojas son firmas de la superficie caliente irradiando a través de la atmósfera relativamente sin obstáculos. Los puntos oscuros son nubes siluetadas contra la atmósfera baja muy caliente emitiendo radiación infrarroja térmica.

El primer vórtice de Venus fue descubierto en el polo norte por la misión Pioneer Venus en 1978. El segundo gran vórtice de "doble ojo" en el polo sur de Venus fue descubierto en el verano de 2006 por la sonda Venus Express, lo que no supuso ninguna sorpresa.

Las imágenes del orbitador Akatsuki revelaron algo similar a los vientos en chorro en la región de nubes bajas y medias, que se extiende desde los 45 a los 60 km de altitud. La velocidad del viento alcanzó su máximo cerca del ecuador. En septiembre de 2017, los científicos de JAXA llamaron a este fenómeno "chorro ecuatorial venusiano".

Alta atmósfera y ionosfera

La mesosfera de Venus se extiende desde los 65 km hasta los 120 km de altura, y la termosfera comienza aproximadamente a los 120 km, alcanzando finalmente el límite superior de la atmósfera (exosfera) a unos 220 a 350 km. La exosfera comienza cuando la atmósfera se vuelve tan delgada que el número promedio de colisiones por molécula de aire es menor a una.

La mesosfera de Venus se puede dividir en dos capas: la inferior, entre 62 y 73 km, y la superior, entre 73 y 95 km. En la primera capa la temperatura se mantiene casi constante, a 230 K (−43 °C), y coincide con la capa superior de nubes. En la segunda capa la temperatura comienza a descender de nuevo, hasta alcanzar unos 165 K (−108 °C) a la altitud de 95 km, donde comienza la mesopausia, la parte más fría de la atmósfera diurna de Venus. En la mesopausia diurna, que sirve de límite entre la mesosfera y la termosfera y se encuentra entre 95 y 120 km, la temperatura aumenta hasta un valor constante, de unos 300–400 K (27–127 °C), que prevalece en la termosfera. En cambio, la termosfera venusiana del lado nocturno es el lugar más frío de Venus, con temperaturas tan bajas como 100 K (−173 °C). Incluso se la llama criosfera.

Los patrones de circulación en la parte superior de la mesosfera y la termosfera de Venus son completamente diferentes de los de la atmósfera inferior. A altitudes de 90 a 150 km, el aire venusiano se mueve desde el lado diurno al lado nocturno del planeta, con un ascenso sobre el hemisferio iluminado por el sol y un descenso sobre el hemisferio oscuro. El descenso sobre el lado nocturno provoca un calentamiento adiabático del aire, que forma una capa cálida en la mesosfera del lado nocturno a altitudes de 90 a 120 km. La temperatura de esta capa, 230 K (−43 °C), es mucho más alta que la temperatura típica que se encuentra en la termosfera del lado nocturno, 100 K (−173 °C). El aire que circula desde el lado diurno también transporta átomos de oxígeno, que después de la recombinación forman moléculas excitadas de oxígeno en el estado singlete de larga duración (1Δg), que luego se relajan y emiten radiación infrarroja en la longitud de onda de 1,27 μm. Esta radiación, que se encuentra en un rango de altitud de 90 a 100 km, se observa a menudo desde la Tierra y desde naves espaciales. La parte superior de la mesosfera y la termosfera del lado nocturno de Venus también son la fuente de emisiones de CO2 y moléculas de óxido nítrico en equilibrio termodinámico no local, que son responsables de la baja temperatura de la termosfera del lado nocturno.

La sonda Venus Express ha demostrado, mediante ocultación estelar, que la neblina atmosférica se extiende mucho más arriba en el lado nocturno que en el lado diurno. En el lado diurno, la capa de nubes tiene un espesor de 20 km y se extiende hasta unos 65 km, mientras que en el lado nocturno la capa de nubes en forma de neblina espesa alcanza hasta 90 km de altitud, bien dentro de la mesosfera, y continúa incluso más allá, hasta los 105 km, como una neblina más transparente. En 2011, la sonda espacial descubrió que Venus tiene una fina capa de ozono a una altitud de 100 km.

Venus posee una extensa ionosfera situada a una altitud de entre 120 y 300 km. La ionosfera casi coincide con la termosfera. Los altos niveles de ionización se mantienen sólo en el lado diurno del planeta. En el lado nocturno la concentración de electrones es casi nula. La ionosfera de Venus consta de tres capas: v1 entre 120 y 130 km, v2 entre 140 y 160 km y v3 entre 200 y 250 km. Puede haber una capa adicional cerca de los 180 km. La máxima densidad de volumen electrónico (número de electrones en una unidad de volumen) de 3×1011 m−3 se alcanza en la capa v2 cerca del punto subsolar. El límite superior de la ionosfera (la ionopausa) se encuentra a altitudes de 220–375 km y separa el plasma de origen planetario del de la magnetosfera inducida. La principal especie iónica en las capas v1 y v2 es el ion O2+, mientras que la capa v3 consta de iones O+. Se observa que el plasma ionosférico está en movimiento; la fotoionización solar en el lado diurno y la recombinación iónica en el lado nocturno son los procesos principalmente responsables de acelerar el plasma hasta las velocidades observadas. El flujo de plasma parece ser suficiente para mantener la ionosfera del lado nocturno en el nivel medio observado de densidades iónicas o cerca de él.

La ionosfera de Venus y su interacción con el viento solar.

magnetosfera inducida

Venus interactúa con el viento solar. Se muestran componentes de la magnetosfera inducida.

Se sabe que Venus no tiene campo magnético. La razón de su ausencia no está del todo clara, pero puede estar relacionada con una intensidad reducida de convección en el manto venusiano. Venus solo tiene una magnetosfera inducida formada por el campo magnético del Sol transportado por el viento solar. Este proceso puede entenderse como las líneas de campo que envuelven un obstáculo, Venus en este caso. La magnetosfera inducida de Venus tiene un arco de choque, una envoltura magnética, una magnetopausa y una cola magnética con la capa de corriente.

En el punto subsolar, el arco de choque se encuentra a 1900 km (0,3 Rv, donde Rv es el radio de Venus) sobre la superficie de Venus. Esta distancia se midió en 2007 cerca del mínimo de actividad solar. Cerca del máximo de actividad solar puede estar varias veces más lejos del planeta. La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km. El límite superior de la ionosfera (ionopausa) está cerca de los 250 km. Entre la magnetopausa y la ionopausa existe una barrera magnética, un aumento local del campo magnético, que impide que el plasma solar penetre más profundamente en la atmósfera venusiana, al menos cerca del mínimo de actividad solar. El campo magnético en la barrera alcanza hasta 40 nT. La cola magnética se extiende hasta diez radios desde el planeta. Es la parte más activa de la magnetosfera venusiana. En la cola se producen eventos de reconexión y aceleración de partículas. Las energías de los electrones y los iones en la cola magnética rondan los 100 y 1000 eV respectivamente.

Debido a la falta de campo magnético intrínseco en Venus, el viento solar penetra relativamente profundamente en la exosfera planetaria y causa una pérdida sustancial de atmósfera. La pérdida ocurre principalmente a través de la cola magnética. Actualmente, los principales tipos de iones que se pierden son O+, H+ y He+. La relación entre las pérdidas de hidrógeno y oxígeno es de alrededor de 2 (es decir, casi estequiométrica para el agua), lo que indica que la pérdida de agua continúa.

Clouds

Imagen infrarroja de la noche de Venus, mostrando diferentes capas de nubes a altitudes de 35 a 50 km en diferentes colores. Las nubes de colores rojos son las más altas, verdes y azules están debajo. Las zonas de dióxido de carbono y monóxido absorben firmas infrarrojas.

Las nubes venusianas son espesas y están compuestas principalmente (75-96%) de gotitas de ácido sulfúrico. Estas nubes oscurecen la superficie de Venus a las imágenes ópticas y reflejan aproximadamente el 75% de la luz solar que cae sobre ellas. El albedo geométrico, una medida común de reflectividad, es el más alto de cualquier planeta del Sistema Solar. Esta alta reflectividad potencialmente permite que cualquier sonda que explore las cimas de las nubes reciba suficiente energía solar para que se puedan instalar células solares en cualquier lugar de la nave. La densidad de las nubes es muy variable, con la capa más densa a unos 48,5 km, alcanzando 0,1 g/m3 similar al rango inferior de nubes de tormenta cumulonimbus en la Tierra.

La cubierta de nubes refleja más del 60% de la luz solar que recibe Venus, lo que deja en la superficie unos niveles de luz típicos de 14.000 lux, comparables a los de la Tierra "durante el día con nubes nubladas". La visibilidad equivalente es de unos tres kilómetros, pero es probable que varíe con las condiciones del viento. Los paneles solares de una sonda de superficie podrían captar poca o ninguna energía solar. De hecho, debido a la espesa y altamente reflectante cubierta de nubes, la energía solar total que recibe la superficie del planeta es menor que la de la Tierra, a pesar de su proximidad al Sol.

Fotografía tomada por la sonda espacial Galileo en ruta a Júpiter en 1990 durante una Venus flyby. Se han enfatizado las características de la nube más pequeña y se ha aplicado un tono azulado para demostrar que fue tomado a través de un filtro violeta.

El ácido sulfúrico se produce en la atmósfera superior por la acción fotoquímica del Sol sobre el dióxido de carbono, el dióxido de azufre y el vapor de agua. Los fotones ultravioleta de longitudes de onda inferiores a 169 nm pueden fotodisociar el dióxido de carbono en monóxido de carbono y oxígeno monoatómico. El oxígeno monoatómico es muy reactivo; cuando reacciona con el dióxido de azufre, un componente traza de la atmósfera de Venus, el resultado es trióxido de azufre, que puede combinarse con el vapor de agua, otro componente traza de la atmósfera de Venus, para producir ácido sulfúrico.

CO2 → CO + O
SO2 + O → SO3
2 SO3 + 4 H2O → 2 H2SO4 · H2O

La humedad a nivel de la superficie es inferior al 0,1%. La lluvia de ácido sulfúrico de Venus nunca llega al suelo, sino que se evapora por el calor antes de alcanzar la superficie en un fenómeno conocido como virga. Se cree que la actividad volcánica temprana liberó azufre a la atmósfera y las altas temperaturas evitaron que quedara atrapado en compuestos sólidos en la superficie como sucedió en la Tierra. Además del ácido sulfúrico, las gotas de las nubes pueden contener una amplia variedad de sales de sulfato, lo que eleva el pH de la gota a 1,0 en uno de los escenarios que explican las mediciones de dióxido de azufre.

Vista de cerca de un frente en la nube rodeando el vórtice polar sur de Venus por la luz infrarroja y ultravioleta

En 2009, un astrónomo aficionado detectó un punto brillante prominente en la atmósfera y lo fotografió la sonda Venus Express. Actualmente se desconoce su causa, pero se ha sugerido que el vulcanismo superficial es una posible explicación.

Rayos

Las nubes de Venus pueden ser capaces de producir relámpagos, pero el debate continúa, y también se habla de relámpagos volcánicos y sprites. Los orbitadores soviéticos Venera 9 y 10 obtuvieron evidencias ópticas y electromagnéticas ambiguas de relámpagos. Ha habido intentos de observar relámpagos desde los módulos de aterrizaje Venera 11, 12, 13 y 14, sin embargo no se registró actividad de relámpagos, pero se detectaron ondas de muy baja frecuencia (VLF) durante el descenso. El Venus Express de la Agencia Espacial Europea detectó en 2007 ondas silbantes que podrían atribuirse a relámpagos. Su aparición intermitente sugiere un patrón asociado con la actividad meteorológica. Según las observaciones de silbidos, la tasa de relámpagos es al menos la mitad de la de la Tierra y posiblemente sea similar. Sin embargo, los hallazgos de Venus Express son incompatibles con los datos de la nave espacial Akatsuki de la JAXA, que indican una tasa de destellos muy baja. Trabajos recientes de un sobrevuelo de la sonda solar Parker indican que la dirección de las ondas silbantes es hacia Venus en lugar de alejarse, lo que indica un origen no planetario.

La sonda Pioneer Venus Orbiter (PVO) estaba equipada con un detector de campo eléctrico específicamente para detectar rayos y las misiones Venera 13 y 14 incluían un receptor de radio y un sensor de descarga puntual para buscar tormentas eléctricas. Otras misiones equipadas con instrumentos que podían buscar rayos incluían a Venera 9, que tenía un espectrómetro visible; Pioneer, que tenía un sensor de estrellas; y VEGA, que tenía un fotómetro.

El mecanismo que genera los rayos en Venus, si es que existe, sigue siendo desconocido. Si bien las gotas de ácido sulfúrico en las nubes pueden cargarse, la atmósfera puede ser demasiado conductora de electricidad para que la carga se mantenga, lo que impide la formación de rayos.

Los rayos podrían contribuir potencialmente a la química atmosférica, a través del calentamiento que podría romper moléculas que contienen carbono, oxígeno, azufre, nitrógeno e hidrógeno (dióxido de carbono, gas nitrógeno, ácido sulfúrico y agua), que se recombinarán para formar nuevas moléculas ("óxidos de carbono", "subóxidos", "óxidos de azufre", "oxígeno", "azufre elemental", "óxidos de nitrógeno", "cúmulos de ácido sulfúrico", "óxidos de poliazufre", "hollín de carbono", etc.). Los rayos podrían contribuir a la producción de monóxido de carbono y gas oxígeno al convertir azufre y dióxido de azufre en ácido sulfúrico, y agua y dióxido de azufre en azufre para sostener las nubes. Independientemente de la frecuencia con la que se produzcan rayos en Venus, es importante estudiarlos, ya que pueden suponer un peligro potencial para las naves espaciales.

Durante la década de 1980, se creyó que la causa del resplandor del lado nocturno ('luz cenicienta') en Venus eran los rayos; sin embargo, puede existir la posibilidad de que los rayos de Venus fueran demasiado débiles para causarlo.

Posibilidad de vida

Debido a las duras condiciones de la superficie, se ha explorado muy poco el planeta; además de que la vida tal como se la entiende actualmente puede no ser necesariamente la misma en otras partes del universo, aún no se ha demostrado el grado de tenacidad de la vida en la Tierra. En la Tierra existen criaturas conocidas como extremófilos, que prefieren hábitats extremos. Los termófilos e hipertermófilos prosperan a temperaturas que superan el punto de ebullición del agua, los acidófilos prosperan a un nivel de pH de 3 o inferior, los poliextremófilos pueden sobrevivir a una variedad de condiciones extremas y existen muchos otros tipos de extremófilos en la Tierra.

La temperatura superficial de Venus (más de 450 °C) está muy por encima del rango extremófilo, que se extiende sólo unas decenas de grados más allá de los 100 °C. Sin embargo, la temperatura más baja de las cimas de las nubes significa que es plausible que exista vida allí, de la misma manera que se han encontrado bacterias viviendo y reproduciéndose en las nubes de la Tierra. Sin embargo, cualquier bacteria de este tipo que viva en las cimas de las nubes tendría que ser hiperacidofílica, debido al ambiente de ácido sulfúrico concentrado. Los microbios en la atmósfera espesa y nublada podrían estar protegidos de la radiación solar por los compuestos de azufre en el aire.

Se ha descubierto que la atmósfera de Venus está lo suficientemente desequilibrada como para requerir más investigaciones. El análisis de los datos de las misiones Venera, Pioneer y Magellan ha encontrado sulfuro de hidrógeno (posteriormente discutido) y dióxido de azufre (SO2) juntos en la atmósfera superior, así como sulfuro de carbonilo (OCS). Los dos primeros gases reaccionan entre sí, lo que implica que algo debe producirlos. El sulfuro de carbonilo es difícil de producir de forma inorgánica, pero está presente en la atmósfera de Venus. Sin embargo, el vulcanismo del planeta podría explicar la presencia de sulfuro de carbonilo. Además, una de las primeras sondas Venera detectó grandes cantidades de cloro tóxico justo debajo de la capa de nubes de Venus.

Se ha propuesto que los microbios en este nivel podrían estar absorbiendo la luz ultravioleta del Sol como fuente de energía, lo que podría ser una posible explicación para el "absorbente UV desconocido" visto como manchas oscuras en las imágenes UV del planeta. La existencia de este "absorbente UV desconocido" impulsó a Carl Sagan a publicar un artículo en 1963 proponiendo la hipótesis de los microorganismos en la atmósfera superior como el agente absorbente de la luz UV. En 2012, se ha investigado la abundancia y la distribución vertical de estos absorbentes ultravioleta desconocidos en la atmósfera de Venus a partir del análisis de imágenes de la Cámara de Monitoreo de Venus, pero su composición aún se desconoce. En 2016, se identificó al dióxido de disulfuro como un posible candidato para causar la hasta ahora desconocida absorción UV de la atmósfera de Venus. Las manchas oscuras de "absorbentes UV desconocidos" son lo suficientemente prominentes como para influir en el clima en Venus. En 2021, se sugirió que el color de un "absorbente de rayos UV desconocido" coincidía con el del "aceite rojo", una sustancia conocida que comprende compuestos orgánicos mixtos de carbono disueltos en ácido sulfúrico concentrado.

En septiembre de 2020, estudios de investigación dirigidos por la Universidad de Cardiff utilizando los radiotelescopios James Clerk Maxwell y ALMA notaron la detección de fosfina en la atmósfera de Venus que no estaba vinculada a ningún método abiótico conocido de producción presente o posible en las condiciones venusianas. Es extremadamente difícil de producir, y la química en las nubes venusianas debería destruir las moléculas antes de que pudieran acumularse en las cantidades observadas. La fosfina se detectó a alturas de al menos 48 km sobre la superficie de Venus, y se detectó principalmente en latitudes medias, sin que se detectara ninguna en los polos de Venus. Los científicos señalan que la detección en sí podría verificarse más allá del uso de múltiples telescopios que detecten la misma señal, ya que la huella de fosfina descrita en el estudio podría ser teóricamente una señal falsa introducida por los telescopios o por el procesamiento de datos. Más tarde se sugirió que la detección era un falso positivo o una señal verdadera con una amplitud muy sobreestimada, compatible con una concentración de fosfina de 1 ppb. El nuevo análisis del conjunto de datos de ALMA en abril de 2021 recuperó la señal de fosfina de 20 ppb, con una relación señal-ruido de 5,4, y en agosto de 2021 se confirmó que la presunta contaminación por dióxido de azufre contribuía solo en un 10 % a la señal provisional en la banda de la línea espectral de fosfina.

Evolución

A través de estudios de la estructura actual de las nubes y la geología de la superficie, combinados con el hecho de que la luminosidad del Sol ha aumentado un 25% desde hace unos 3.800 millones de años, se cree que el entorno primitivo de Venus era más parecido al de la Tierra, con agua líquida en la superficie. En algún momento de la evolución de Venus, se produjo un efecto invernadero descontrolado, que dio lugar a la atmósfera actual dominada por el efecto invernadero. No se sabe cuándo se produjo esta transición que le alejó de la atmósfera terrestre, pero se estima que ocurrió hace unos 4.000 millones de años. El efecto invernadero descontrolado puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el consiguiente aumento de los niveles de gases de efecto invernadero. Por ello, la atmósfera de Venus ha recibido mucha atención por parte de quienes estudian el cambio climático en la Tierra.

No existen formas geológicas en el planeta que sugieran la presencia de agua durante los últimos mil millones de años. Sin embargo, no hay motivos para suponer que Venus fuera una excepción a los procesos que formaron la Tierra y le proporcionaron agua durante su historia temprana, posiblemente a partir de las rocas originales que formaron el planeta o más tarde a partir de cometas. La opinión común entre los científicos investigadores es que el agua habría existido durante unos 600 millones de años en la superficie antes de evaporarse, aunque algunos, como David Grinspoon, creen que también podría ser posible que haya existido hasta 2 mil millones de años. Esta escala de tiempo más larga para la persistencia de los océanos también está respaldada por simulaciones del Modelo de Circulación General que incorporan los efectos térmicos de las nubes en una hidrosfera venusiana en evolución.

La mayoría de los científicos creen que la Tierra primitiva durante el eón Hádico tuvo una atmósfera similar a la de Venus, con aproximadamente 100 bares de CO2 y una temperatura superficial de 230 °C, y posiblemente incluso nubes de ácido sulfúrico, hasta hace unos 4.000 millones de años, momento en el que la tectónica de placas estaba en pleno apogeo y, junto con los primeros océanos de agua, eliminaron el CO2 y el azufre de la atmósfera. Por lo tanto, lo más probable es que Venus primitiva tuviera océanos de agua como la Tierra, pero cualquier tectónica de placas habría terminado cuando Venus perdió sus océanos. Se estima que su superficie tiene unos 500 millones de años, por lo que no se esperaría que mostrara evidencia de tectónica de placas.

Observaciones y medición de la Tierra

Venus transita la cara del Sol el 8 de junio de 2004, proporcionando valiosa información sobre la atmósfera superior a través de mediciones espectroscópicas de la Tierra

En 1761, el erudito ruso Mijail Lomonosov observó un arco de luz que rodeaba la parte de Venus que se encontraba fuera del disco solar al comienzo de la fase de salida del tránsito y concluyó que Venus tenía una atmósfera. En 1940, Rupert Wildt calculó que la cantidad de CO2 en la atmósfera de Venus elevaría la temperatura de la superficie por encima del punto de ebullición del agua. Esto se confirmó cuando el Mariner 2 realizó mediciones de la temperatura con radiómetro en 1962. En 1967, el Venera 4 confirmó que la atmósfera estaba compuesta principalmente de dióxido de carbono.

La atmósfera superior de Venus puede medirse desde la Tierra cuando el planeta cruza el Sol en un evento poco común conocido como tránsito solar. El último tránsito solar de Venus ocurrió en 2012. Mediante espectroscopia astronómica cuantitativa, los científicos pudieron analizar la luz solar que pasaba a través de la atmósfera del planeta para revelar los químicos que contenía. Como la técnica para analizar la luz y descubrir información sobre la atmósfera de un planeta solo mostró resultados por primera vez en 2001, esta fue la primera oportunidad de obtener resultados concluyentes de esta manera sobre la atmósfera de Venus desde que comenzó la observación de tránsitos solares. Este tránsito solar fue una oportunidad poco común considerando la falta de información sobre la atmósfera entre 65 y 85 km. El tránsito solar de 2004 permitió a los astrónomos recopilar una gran cantidad de datos útiles no solo para determinar la composición de la atmósfera superior de Venus, sino también para refinar las técnicas utilizadas en la búsqueda de planetas extrasolares. La atmósfera, compuesta principalmente de CO2, absorbe la radiación infrarroja cercana, lo que facilita su observación. Durante el tránsito de 2004, la absorción en la atmósfera en función de la longitud de onda reveló las propiedades de los gases a esa altitud. El efecto Doppler de los gases también permitió medir los patrones de viento.

El tránsito solar de Venus es un fenómeno extremadamente raro, y el último tránsito solar del planeta antes de 2004 fue en 1882. El tránsito solar más reciente fue en 2012; el próximo no ocurrirá hasta 2117.

Misiones espaciales

Probios espaciales recientes y actuales

Esta imagen muestra Venus en ultravioleta, visto por la misión Akatsuki.

La sonda espacial Venus Express, que antes se encontraba en órbita alrededor del planeta, investigó más profundamente la atmósfera utilizando espectroscopia de imágenes infrarrojas en el rango espectral de 1 a 5 μm.

La sonda Akatsuki (Venus Climate Orbiter) de la JAXA, lanzada en mayo de 2010, estudia el planeta desde hace dos años, incluida la estructura y la actividad de su atmósfera, pero no logró entrar en su órbita en diciembre de 2010. Un segundo intento de entrar en órbita tuvo éxito el 7 de diciembre de 2015. Diseñado específicamente para estudiar el clima del planeta, Akatsuki es el primer satélite meteorológico que orbita Venus (el primero para un planeta distinto de la Tierra). Una de sus cinco cámaras, conocida como "IR2", podrá sondear la atmósfera del planeta bajo sus espesas nubes, además de su movimiento y distribución de componentes traza. Con una órbita muy excéntrica (altitud de periapsis de 400 km y apoapsis de 310.000 km), podrá tomar fotografías del planeta en primer plano, y también debería confirmar la presencia tanto de volcanes activos como de relámpagos.

Venus In-Situ Explorer propuesto por el programa New Frontiers de la NASA

Misiones propuestas

La sonda Venus In-Situ Explorer, propuesta por el programa New Frontiers de la NASA, ayudaría a comprender los procesos que en el planeta llevaron al cambio climático, además de allanar el camino hacia una futura misión de retorno de muestras.

El Grupo de Análisis de Exploración de Venus (VEXAG) ha propuesto una nave llamada Venus Mobile Explorer para estudiar la composición y las mediciones isotópicas de la superficie y la atmósfera durante unos 90 días. La misión aún no ha sido seleccionada para su lanzamiento.

Después de que las misiones descubrieran la realidad de la dura naturaleza de la superficie del planeta, la atención se desplazó hacia otros objetivos, como Marte. Sin embargo, se han propuesto varias misiones posteriores, y muchas de ellas involucran la poco conocida atmósfera superior. El programa soviético Vega en 1985 lanzó dos globos a la atmósfera, pero funcionaban con baterías y duraron solo unos dos días terrestres cada uno antes de quedarse sin energía. Desde entonces, no se ha realizado ninguna exploración de la atmósfera superior. En 2002, el contratista de la NASA Global Aerospace propuso un globo que sería capaz de permanecer en la atmósfera superior durante cientos de días terrestres en lugar de dos.

Geoffrey A. Landis también ha propuesto un vehículo solar en lugar de un globo, y la idea ha aparecido de vez en cuando desde principios de los años 2000. Venus tiene un albedo alto y refleja la mayor parte de la luz solar que brilla sobre él, lo que hace que la superficie sea bastante oscura; la atmósfera superior, a 60 km, tiene una intensidad solar ascendente del 90%, lo que significa que los paneles solares tanto en la parte superior como en la inferior de una nave podrían usarse con una eficiencia casi igual. Además de esto, la gravedad ligeramente inferior, la alta presión del aire y la rotación lenta que permiten la energía solar perpetua hacen que esta parte del planeta sea ideal para la exploración. El vehículo solar propuesto funcionaría mejor a una altitud en la que la luz solar, la presión del aire y la velocidad del viento le permitieran permanecer en el aire de forma perpetua, con ligeras bajadas a altitudes más bajas durante unas horas cada vez antes de regresar a altitudes más altas. Como el ácido sulfúrico en las nubes a esta altura no es una amenaza para una nave adecuadamente protegida, este llamado "vehículo solar" podría funcionar ... Podría medir el área entre 45 y 60 km indefinidamente, durante el tiempo que sea necesario para que un error mecánico o problemas imprevistos provoquen su falla. Landis también propuso que los exploradores similares a Spirit y Opportunity podrían explorar la superficie, con la diferencia de que los exploradores de la superficie de Venus serían exploradores "tontos" controlados por señales de radio de computadoras ubicadas en el folleto anterior, que solo requerirían piezas como motores y transistores para soportar las condiciones de la superficie, pero no piezas más débiles involucradas en la microelectrónica que no podrían hacerse resistentes al calor, la presión y las condiciones ácidas.

Entre los planes de Rusia en materia de ciencia espacial está el lanzamiento de la sonda Venera-D (Venus-D) en 2029. Los principales objetivos científicos de la misión Venera-D son la investigación de la estructura y la composición química de la atmósfera y el estudio de la atmósfera superior, la ionosfera, la actividad eléctrica, la magnetosfera y la tasa de escape. Se ha propuesto que junto con la Venera-D vuele un avión inflable diseñado por Northrop Grumman, llamado Venus Atmospheric Maneuverable Platform (VAMP).

El concepto operativo de Venus a gran altitud (HAVOC, por sus siglas en inglés) es un concepto de la NASA para una exploración tripulada de Venus. En lugar de los aterrizajes tradicionales, enviaría tripulaciones a la atmósfera superior, utilizando dirigibles. Otras propuestas de finales de la década de 2010 incluyen VERITAS, Venus Origins Explorer, VISAGE y VICI. En junio de 2018, la NASA también otorgó un contrato a Black Swift Technologies para un estudio conceptual de un planeador de Venus que aprovecharía la cizalladura del viento para generar sustentación y velocidad.

Concepto del artista de las etapas de descenso de la sonda DAVINCI+ planificadas a través de la atmósfera de Venus

En junio de 2021, la NASA seleccionó la misión DAVINCI+ para enviar una sonda atmosférica a Venus a fines de la década de 2020. DAVINCI+ medirá la composición de la atmósfera de Venus para comprender cómo se formó y evolucionó, así como para determinar si el planeta alguna vez tuvo un océano. La misión consiste en una esfera de descenso que se sumergirá en la espesa atmósfera del planeta, midiendo los gases nobles y otros elementos para comprender el cambio climático de Venus. Esta será la primera misión liderada por Estados Unidos a la atmósfera de Venus desde 1978.

Véase también

  • Arquitectura aeroespacial

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