Atmósfera de Venus para niños

La atmósfera de Venus es altamente densa e imposibilita cualquier observación directa de la superficie del planeta; imponentes conglomerados nubosos, visibles en el ultravioleta, atraviesan los cielos venusianos a alta velocidad dando una vuelta completa al planeta en sentido longitudinal en apenas 4 días. En la alta atmósfera las masas de gas ascendente alcanzan fácilmente los 350 km/h, mientras que en la proximidad de la superficie los vientos no alcanzan más de 4,5 km/h en gran parte debido a la mayor presión.

La atmósfera venusiana es atravesada por ocasionales fenómenos eléctricos de energía notable.

La presencia de una atmósfera densa y de vientos particularmente fuertes hace que la temperatura sobre la superficie sea de aproximadamente 710-740 K en todo punto del planeta, también en el hemisferio nocturno. Tales valores de temperatura son mayores que los registrados en Mercurio, que está a la mitad de la distancia al Sol que Venus. La presión atmosférica en la superficie alcanza el valor de 90 atmósferas (90 000 hPa), haciendo la exploración del planeta a nivel del suelo con sondas automáticas extremadamente difícil. Las sondas Venera, que fueron las primeras en aterrizar con éxito en la superficie de Venus, fueron diseñadas como batiscafos y no obstante apenas sobrevivieron un par de horas a las condiciones atmosféricas hostiles del planeta.

En 1761, el polimata ruso Mikhail Lomonosov observó un arco de luz rodeando la parte de Venus fuera del disco del Sol 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 venusiana elevaría la temperatura superficial por encima del punto de ebullición del agua. Esto se confirmó cuando el Mariner 2 realizó mediciones radiométricas de la temperatura en 1962. En 1967, la Venera 4 confirmó que la atmósfera se componía fundamentalmente de dióxido de carbono.

Composición

Gráfico de barras con la composición de la atmósfera de Venus (en inglés)

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 debido a que la atmósfera es mucho más espesa que la de la Tierra, siendo su contenido total de nitrógeno aproximadamente cuatro veces mayor que el de la Tierra, aunque en la Tierra el nitrógeno constituye aproximadamente el 78 % de la atmósfera. Con el mismo cálculo, se deduce que la cantidad de CO₂ en la atmósfera de Venus es aproximadamente 200 000 veces mayor que en la terrestre.

La atmósfera contiene una variedad 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 teoriza que una gran cantidad de hidrógeno del planeta se perdió en el espacio, y el resto se encuentra principalmente en forma de ácido sulfúrico (H₂SO₄) y de ácido sulfhídrico (H₂S). La pérdida de cantidades significativas de hidrógeno está probada por una relación D–H muy alta medida en la atmósfera de Venus. La relación es de aproximadamente 0.015-0.025, lo que es entre 100 a 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 más alta que en la atmósfera general.

Dinámica

Nubes

Fotografía tomada por la sonda espacial no tripulada Galileo en ruta a Júpiter en 1990 durante un sobrevuelo de Venus. Se han enfatizado las características de las nubes a menor escala y se ha aplicado un tono azulado para mostrar que se tomó a través de un filtro violeta.

A diferencia de las nubes terrestres, que se originan por el enfriamiento de aire ascendente y de la consiguiente condensación de vapor de agua, las nubes venusianas son el producto de reacciones químicas que combinan el dióxido de azufre y el vapor de agua, merced a la acción de la luz solar (en la alta atmósfera) o del calor (cerca de la superficie).

Las nubes venusianas son gruesas y están compuestas principalmente (75-96 %) de gotas de ácido sulfúrico. Estas nubes oscurecen la superficie de Venus de 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 permite potencialmente que cualquier sonda que explore la parte superior de las nubes tenga suficiente energía solar para que las celdas solares puedan instalarse 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 más bajo de los cumulonimbus de la Tierra.

La capa de nubes es tal que los niveles de luz superficial típicos son similares a los de un día parcialmente nublado en la Tierra, alrededor de 5000-10000 lux. La visibilidad equivalente es de unos tres kilómetros, pero probablemente variará según las condiciones del viento. Los paneles solares en una sonda superficial podrían recolectar poca o ninguna energía solar. De hecho, debido a la capa de nubes densa y altamente reflectante, la energía solar total recibida por la superficie del planeta es menor que la de la Tierra.

Circulación del viento

Imagen de la superficie de Venus obtenida por radar por la sonda Magallanes.

El viento en Venus varía según la altitud, en un grado mucho mayor que en la Tierra. Cerca de la superficie es muy suave e inferior en velocidad al que a la misma altitud puede alcanzar en la Tierra, alcanzando generalmente menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1 m/s debido a la alta densidad atmosférica a escasa altura de la superficie, siendo no obstante esta mínima velocidad suficiente para realizar transportes de polvo y pequeñas piedras. En el nivel de las nubes, sin embargo, la velocidad del viento se incrementa súbitamente, alcanzando los 95 m/s. Esas corrientes de viento de alta velocidad pueden dar la vuelta al planeta en aproximadamente cuatro días, en un fenómeno conocido como "super-rotación".

Posibilidad de vida

Debido a las condiciones adversas en la superficie, solo una parte mínima de la misma se ha explorado; además está el hecho de que la vida como se entiende actualmente puede necesariamente no ser igual en otras partes del universo. El grado de tenacidad de la vida en la Tierra misma todavía se investiga. Las criaturas conocidas como extremófilas existen en la Tierra, sobreviviendo en hábitats extremos. Los termófilos y los hipertermófilos prosperan en temperaturas sobre el punto de ebullición del agua, los acidófilos prosperan en un nivel de pH de 3 o menor, los poliextremófilos pueden sobrevivir a un número variado de condiciones extremas, y muchos otros tipos de extremófilos existen en la Tierra.

Sin embargo, la vida podría también existir fuera de la gama extremófila en las capas atmosféricas superiores, y bacterias de ese tipo de formas de vida han sido encontradas reproduciéndose en nubes en la Tierra; así, se ha propuesto que la vida podría existir en la misma área en Venus. Los microbios en una atmósfera densa, gruesa y nublada podían ser protegidos contra la radiación solar por los compuestos de sulfuro en el aire.

Espectro de absorción de la atmósfera de Venus.
Verde – vapor de agua
Rojo – dióxido de carbono.

Las investigaciones sobre la atmósfera venusiana han concluido que ésta se encuentra suficientemente fuera de un equilibrio químico natural como para requerir de investigación adicional. En el análisis de datos de las misiones Venera, Pioneer Venus y Magallanes, se ha encontrado sulfuro de hidrógeno (H₂S) y dióxido de azufre (SO₂) juntos en la atmósfera superior, así como sulfuro de carbono (OCS). Los primeros dos son gases que reaccionan entre sí, implicando que algo debe estar presente para producirlos. Además, el sulfuro de carbono es significativo por ser excepcionalmente difícil de producir con medios inorgánicos. En la Tierra, este compuesto sería considerado un "indicador inequívoco de vida". Además, es un hecho a menudo pasado por alto que una de las primeras sondas Venera detectó grandes cantidades de clorina apenas debajo de la cubierta venusiana de nubes..

Se ha propuesto que los microbios, caso de existir, podrían emplear la luz ultravioleta del sol como fuente de energía, lo que podría ser una explicación para los trazos oscuros observados en las fotografías de UV tomadas del planeta. Las partículas grandes, no-esféricas de las nubes también se han detectado en las cubiertas de las nubes. Su composición sigue siendo desconocida.

En septiembre de 2020, se detectó la presencia de fosfano en la atmósfera de Venus que no estaba vinculada a ningún método abiótico conocido de producción presente, o posible en condiciones de Venus. El fosfano es extremadamente difícil de hacer, y la química de las nubes venusianas debería destruir las moléculas antes de que pudieran acumularse en las cantidades observadas. Los científicos advirtieron que dicha detección en sí debe ser verificada, ya que la huella de fosfina descrita en el estudio podría ser una señal falsa introducida por los telescopios o por el procesamiento de datos.

Aunque una explicación alternativa de una posible fuente de fosfina en la atmósfera de Venus incluye la reacción conocida entre el anhídrido de fósforo P₄O₆ y el agua con formación de ácido fosforoso, que puede desproporcionarse en ácido fosfórico y fosfano. La Misión Vega descubrió que el anhídrido de fósforo es el principal gas portador de fósforo por debajo de los 25 km con una concentración de 2 ppmv. 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 de producción abiótico conocido presente o posible en las condiciones de Venus. Es extremadamente difícil de hacer, y la química de 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 30 millas sobre la superficie de Venus, y se detectó principalmente en latitudes medias y no se detectó 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 sobrestimada, compatible con una concentración de fosfina de 1 ppb.

Magnetosfera

Interacción de Venus con el viento solar.

Venus carece de campo magnético significativo. La razón de esta ausencia no es conocida, pero está probablemente relacionada con la lenta rotación del planeta o la falta de convección en el manto. Venus tiene solamente una magnetosfera inducida formada por el campo magnético solar transportado en el viento solar. Este proceso consiste en el hecho de que el campo magnético tropieza con un obstáculo, en este caso Venus. La magnetosfera de Venus tiene al menos una onda de choque y una magnetopausa.

El punto subsolar de la onda de choque se encuentra a 1900 km (0.3 R_v, donde R_v es el radio de Venus) por encima de la superficie de Venus. Esta distancia ha sido medida en 2007 en un momento de actividad solar mínima. En momentos de máxima actividad solar esta distancia puede ser mayor. La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km. El límite superior de la ionosfera (ionopausa) está aproximadamente a 250 km de altitud. Entre la magnetopausa y la ionopausa existe una barrera magnética que impide al plasma solar penetrar en profundidad en la atmósfera del planeta, al menos durante los períodos de actividad solar baja. El campo magnético en la barrera alcanza los 40 nT. Esta zona alcanza un diámetro superior a diez radios del planeta. Es la parte más activa de la magnetosfera venusiana. La energía de los electrones y los iones en esta región es cercana a los 100 ev y 1000 ev respectivamente.

Debido a la falta de un campo magnético en Venus, el viento solar penetra a bastante profundidad en la exosfera del planeta y causa una sustancial pérdida de elementos de la atmósfera. Actualmente los iones que principalmente tienden a ser perdidos son O⁺, H⁺ y He⁺. La proporción de hidrógeno con respecto a la pérdida de oxígeno es cercana a 2, indicando una pérdida continuada de agua.

Véase también

En inglés: Atmosphere of Venus Facts for Kids

• Luces Ashen
• Neith (luna)