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Planeta venus-informacion

El planeta Venus, el segundo que se encuentra a partir del Sol, es el más próximo a la Tierra; se presenta similar a nuestro planeta tanto por dimensiones como por peso y densidad. Pero a pesar de su proximidad a nosotros, no es posible observar su superficie, debido a que un espeso e impenetrable sistema de nubes lo envuelve constantemente.

Por este motivo, hasta que las sondas interplanetarias no estuvieron en condiciones de penetrar su estrato nuboso y descender en su superficie, el planeta ha sido objeto de hipótesis que en su mayoría se revelaron equivocadas.
Venus es el objeto más luminoso del cielo, después del Sol y de la Luna: en las condiciones más favorables alcanza la magnitud de –4m, 3 y puede ser visto a pleno día. Por ser un planeta interior a la órbita de la Tierra, Venus aparece en el cielo en las proximidades del Sol, con respecto al cual se aleja al máximo (en la época de las Elongaciones) en unos 47°. Es visible tanto por la mañana, antes de la salida del Sol, como por la noche, inmediatamente después del ocaso.

Los antiguos no habían comprendido que se trataba del mismo cuerpo celeste en dos posiciones diferentes y llamaban al primero Fósforo y al segundo Véspero. Observado con un modesto telescopio Venus muestra fases, como la Luna. El primero en darse cuenta de este fenómeno fue Galileo Galilei, inmediatamente después de la construcción de su telescopio. En ocasiones relativamente raras, Venus efectúa Tránsitos sobre el disco solar: los últimos se produjeron en 1874 y en 1882; los próximos tendrán lugar respectivamente el día 7 de junio del año 2004 y el día 5 de junio del año 2012. ([1])

Características físicas. Venus tiene un diámetro de 12.100 km, un poco más pequeño que el terrestre, su masa es de 4,87·1024 kg, es decir 0,8 a 1 con respecto a nuestro planeta, y la densidad media de 5,25 g/cm3, apenas inferior a la terrestre que es de 5,52. El planeta gira alrededor del Sol en una órbita casi circular (e = 0,0068) a una distancia media de 108.210.000 km, empleando 224,7 días para realizar un giro completo. La órbita está inclinada en 3° 24′ con respecto a la eclíptica (plano de la órbita terrestre). El día venusiano es extremadamente largo: para realizar una rotación alrededor de su propio eje, el planeta emplea 243,1 días y el sentido de esta rotación es retrógrado (Venus y Urano son los únicos dos planetas del sistema solar que tienen un movimiento de rotación alrededor de su propio eje retrógrado u horario). Como su superficie es invisible, el movimiento de rotación venusiano ha sido determinado en los años 60 gracias al envío de señales de radar desde tierra.

Atmósfera. La característica más interesante del planeta Venus es indudablemente su espesa atmósfera, que lo envuelve siempre, impidiendo a los telescopios terrestres, y también a los objetivos de las sondas automáticas colocadas en una órbita venusiana, ver algo de su superficie. Vista con un potente telescopio, la atmósfera de Venus tiene la apariencia de una extensión homogénea de color blanco-amarillo y sólo ocasionalmente muestra manchas más oscuras o rayas en las zonas ecuatoriales, sobre todo si es observada con luz violeta y ultravioleta. Se trata, como ha sido sucesivamente confirmado por los datos proporcionados por el Mariner ([2]) 10 en 1974, de formaciones nubosas en movimiento desde el ecuador hacia los polos. Los primeros observadores pensaban que este impenetrable sistema de nubes estaba esencialmente constituido por vapor acuoso; los análisis de las sondas espaciales han demostrado, en cambio, que se trata de gotas de ácidos sulfúricos mezcladas con ácido clorhídrico y fluorhídrico. Un compuesto sumamente tóxico y corrosivo, responsable del fracaso de las primeras misiones automáticas que descendieron en el planeta (las sondas Venera). El principal sistema de nubes se desarrolla entre los 50 y los 65 km de altura, lo que ha parecido extraño para un mundo considerado gemelo con el de la Tierra (recordemos que en nuestro planeta, los sistemas nubosos más altos, se hallan entre los confines de la troposfera: por debajo de los 13 km de altura). A niveles más elevados la atmósfera se presenta muy turbulenta, perturbada por movimientos vertiginosos y corrientes en chorro que soplan a algunos centenares de km/h. En cambio, a alturas inferiores las turbulencias se aplacan y a nivel del suelo existe la calma y el aire es límpido, hasta el punto que las sondas soviéticas que han logrado llegar hasta él indemnes, han revelado un paisaje tranquilo. La composición de la atmósfera venusiana está compuesta en un 90 % de dióxido de carbono y el resto de hidrógeno, oxígeno, helio, monóxido de carbono, agua y compuestos ácidos que ya se han mencionado. Esta atmósfera ha desempeñado un papel fundamental en la determinación de la meteorología del planeta, porque su principal componente, el dióxido de carbono, es el responsable del llamado efecto sierra; deja pasar los rayos solares que calientan la superficie del planeta, pero detiene la radiación térmica, impidiendo el enfriamiento del planeta por la irradiación del calor en el espacio: ello determina, en la superficie de Venus, temperaturas tórridas de 475 tanto en el ecuador como en los polos. La distribución de las temperaturas con respecto a la altura muestra un rápido aumento a medida que se desciende hacia la superficie: se va de temperaturas del orden de 10 C en la capa más alta de las nubes (60 km), a los 200 grados registrados bajo esta capa nubosa, a unos 30 km de altura, para terminar con las temperaturas de fusión del plomo en la superficie. La superficie. Las primeras imágenes de la superficie de Venus, después de muchos intentos fallidos, llegaron a la Tierra en octubre de 1975, cuando las naves espaciales soviéticas Venera ([3]) números 9 y l0 descendieron en el planeta y efectuaron una serie de fotografías panorámicas.

En términos de avance para la comprensión de Venus, fue crucial también las misiones soviéticas Venera 15 y Venera 16 ocurridas en 1983. Ambos sistemas llevaban unos sistemas de radas que fueron capaces de transmitir imágenes de alta definición de la superficie venusina.
A finales de 1984 otras sondas soviéticas, Vegas 1 y Vegas 2 estuvieron en Venus y dejaron dos globos estudiando la atmósfera media; cada uno de los globos duró cerca de dos días.
En 1990, en su camino hacia Júpiter, la nave espacial Galileo envida por los Estados Unidos, voló por Venus. Entre sus observaciones más notables fueron las imágenes infrarrojas que permitieron ver profundamente en la atmósfera y puso de manifiesto la opacidad muy variable de la cubierta de las nubes principales.[4]
Fue notable la sorpresa de astrónomos y planetólogos al ver un paisaje seco y limpio, caracterizado por terrenos planos con promontorios grandes y pequeños esparcidos aquí y allí. Nadie, bajo aquel infierno de nubes, imaginaba algo similar. En los años precedentes algunos estudiosos habían descrito un paisaje venusiano similar al de la Tierra en el periodo carbonífero, y por lo tanto húmedo, con enormes helechos y animales semejantes a los grandes dinosaurios.
Sin embargo, también en este caso las expectativas más fantásticas se desvanecieron. Una contribución muy importante para la comprensión de la superficie del planeta ha venido de la sonda americana Pioneer-Venus que, a partir de diciembre de 1978, se ha situado en órbita alrededor del planeta y, además de fotografiar los sistemas nubosos desde su proximidad, ha efectuado un análisis a través del radar de su superficie, proporcionando los datos necesarios para el trazado de un mapa casi completo del planeta.

Los resultados de estas primeras exploraciones permiten subdividir las tierras del planeta en tres categorías: planicies (alrededor del 20 %); planos intermedios (casi el 70 %); altiplanos (un 10 %). Los altiplanos se elevan varios km sobre el nivel medio del planeta y presentan imponentes estructuras montañosas. El altiplano más extenso, llamado Aphrodite Tierra, ocupa una extensión equivalente a una vez y media el continente africano y se encuentra a caballo del ecuador. En su zona centro-oriental presenta un imponente cañón de 1.400 km de largo, 150 km de ancho y una profundidad de 2 km, que parece haber sido provocado por una actividad tectónica de tipo estacionario. Otro altiplano importante es el llamado Ishtar Tierra, que se extiende a través de una superficie comparable a la del continente norteamericano y presenta al Este los relieves más altos de Venus: los Montes Maxwell, 12 km de altura. Las planicies ocupan por lo general áreas circulares, como la llamada Atlanta Planitia, al Este de Ishtar, o bien depresiones lineales como Sedna Planitia, al Sur de Ishtar. Existen también estructuras circulares que hacen pensar en cráteres cerrados por la erosión o por fenómenos tectónicos. El hecho que los planos intermedios, caracterizados por una sustancial nivelación de las alturas, ocupen la mayor superficie, ha hecho prensar a los geólogos que en Venus, al contrario de lo que sucede en nuestro planeta, no se ha producido una apreciable actividad tectónica. A pesar de ello, Venus debe considerarse un planeta geológicamente activo y no un mundo casi inerte como la Luna.

Historia evolutiva. Todos los datos recogidos hasta ahora sobre nuestro vecino y compañero más interior, hacen pensar en que la Tierra y Venus iniciaron su evolución de manera casi similar, creciendo por la unión de fragmentos proto-planetarios, desarrollando un altísimo calor interior debido a la radioactividad y recubriéndose por una densa atmósfera a base de dióxido de carbono generado por la actividad endógena. Sin embargo, el hecho de que Venus esté un 30 % más cerca del Sol que nosotros, fue determinante para el sucesivo desarrollo de este planeta. En efecto, las temperaturas más altas habrían impedido que el agua condensara y formara las vastas extensiones oceánicas que caracterizan la Tierra. Las aguas del mar han tenido un papel fundamental en nuestro planeta, habiendo absorbido el dióxido de carbono presente en la atmósfera primordial y consiguiendo la formación de rocas carbónicas. En Venus, en cambio, el dióxido de carbono ha permanecido como el componente fundamental y ha transformado al planeta en una sierra tórrida y hostil a la vida.
En lo que concierne al interior del planeta, este no debería ser muy diferente al de la Tierra.

[1] Ver también cosmologia
[2] Sondas automáticas americanas para la exploración de los planetas interiores, que entre 1962 y 1971 obtuvieron importantes datos sobre la naturaleza de Mercurio, Venus y Marte. Las sondas Mariner eran una derivación de las sondas Ranger, empleadas para la exploración de la Luna.
Estaban constituidas por una estructura de base hexagonal que contenía la instrumentación científica, dos paneles solares que se abrían en el espacio como alas desplegadas, telecámaras, sensores y una antena parabólica para la transmisión de datos a tierra. Eran puestos en órbita por un misil de dos secciones AtlasAgena o Atlas-Centauro impulsados en una trayectoria de vuelo inercial hacia el planeta prefijado. El Mariner 2 fue la primera sonda automática construida por el hombre que se acercó a otro planeta, Venus, el 14 de diciembre de 1962; el Mariner 4, la primera en acercarse a Marte, revelando que también este planeta está cubierto de cráteres. El Mariner 9 conquistó el primado de puesta en órbita alrededor de un planeta, Marte, el cual efectuó durante un año un preciso reconocimiento fotográfico.
Aún más compleja y espectacular es la historia de la empresa del Mariner l0. La NASA había proyectado un vuelo que preveía después del encuentro con Venus hacerlo con Mercurio. Cuando este proyecto fue publicado en varias revistas científicas, el profesor Giuseppe Colombo, de la Universidad de Padua, experto en problemas de mecánica celeste, calculó que, variando las condiciones del lanzamiento, era posible realizar no uno, sino tres pasos sucesivos por las cercanías de Mercurio. El estudioso comunicó su idea a la NASA y esta fue aceptada y realizada con gran éxito.
[3] Serie de sondas espaciales soviéticas también llamadas «Venus» y destinadas a la exploración del planeta Venus. Venera 1 fue la primera sonda interplanetaria lanzada por el hombre el 12 de febrero de 1961, y pasó a 100.000 km del planeta Venus, pero perdió contacto por radio con la Tierra. También la Venera 2 siguió la misma suerte, mientras la Venera 3, aun descendiendo en Venus el 1 de marzo de 1967, no logró transmitir ningún dato. El primer éxito de la serie fue obtenido por la Venera 4, que el 18 de octubre de 1967 envió una cápsula al planeta de las nubes, la cual transmitió preciosos datos durante 94 minutos mientras descendía. Las otras numerosas sondas de la serie han desarrollado misiones explorativas con notable éxito, transmitiendo fotografías y datos sobre el hostil ambiente venusiano.
[4] Sin embargo la más ambiciosa expedición norteamericana a Venus ocurre con la sonda Magallanes, que fue lanzada en 1989 y en 1990 entró en la órbita de Venus, produciendo datos y observaciones hasta 1994. La resolución de sus imágenes era superior a 100 metros. Pudo hacer además el más detallado mapa del campo gravitacional de Venus.
La nave Cassini-Huygens, de paso hacia Saturno, verificó en 1998-1999, la existencia de relámpagos en la atmósfera del planeta.
La Agencia Espacial europea puso en órbita de Venus su nave Venus Express (2005), para estudiar el planeta durante un par de años venusinos. Por ahora sabemos del envío de unas precisas imágenes de la estructura de nubes ubicada en el polo sur del mismo.


Angel Eulises Ortiz

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