Atmósfera de Venus

La atmósfera de Venus es densa y caliente; pesadas nubes de ácido sulfúrico cubren permanentemente el cielo del planeta y sobre la superficie se ejerce una presión 90 veces mayor que la terrestre. El suelo de Venus es uno de los lugares más calientes de todo el sistema solar.

Medidas efectuadas por las sondas indican que la temperatura cambia pocos grados del ecuador a los polos, que la temperatura atmosférica permanece constante incluso durante las largas noches del planeta y que no hay variaciones estacionales o gradientes de temperatura en función de la latitud.

El planeta Venus
Imagen de Venus con falso color utilizando dos canales ultravioleta de la cámara UVI instalada en la sonda japonesa Akatsuki. Fecha de la imagen: 17 de mayo de 2016. Con este tipo de imágenes se pueden diferenciar fácilmente los principales componentes químicos de la atmósfera venusiana. Crédito de imagen: JAXA/ISAS/DARTS/Damia Bouic.

Composición química

Los datos procedentes de las sondas enviadas a Venus indican que el principal componente de la atmósfera es el dióxido de carbono (96,5%), con pequeñas cantidades de nitrógeno y trazas de otros gases. En la tabla siguiente se muestra la composición de la atmósfera venusiana:

Gas Fórmula Proporción
Dióxido de carbono CO₂ 96,5%
Nitrógeno N 3,5%
Dióxido de azufre SO₂ 0,015% (150 ppm)
Argón Ar 0,007% (70 ppm)
Vapor de agua H₂O 0,002% (20 ppm)
Monóxido de carbono CO 0,0017% (17 ppm)
Helio He 0,0012% (12 ppm)
Neón Ne 0,0007% (7 ppm)

Al tratarse de moléculas muy complejas, la columna de gas situada encima de 1 m2 de terreno pesa mucho y la presión en la superficie es de unas 90 atmósferas. Si un astronauta intentase caminar sobre el suelo venusiano sería aplastado al instante. Además, esta mezcla de gases es muy venenosa para un ser humano.

Comparativa de la composición química de las atmósferas de Venus y la Tierra
Comparativa de la composición química de las atmósferas de Venus y la Tierra. En esta gráfica se muestran los compuestos químicos más abundantes de ambas atmósferas: el dióxido de carbono (CO2), el nitrógeno (N) y el oxígeno (O).

Es interesante comparar la atmósfera de Venus con la atmósfera de la Tierra y sus respectivas evoluciones. Para hacerlo es necesario medir los gases inertes, los cuales, como apenas reaccionan, han mantenido las mismas proporciones desde la época de formación del planeta. Por lo tanto, es imprescindible analizar una muestra de la atmósfera del planeta Venus.

Por ejemplo, la cantidad de kriptón presente en la atmósfera de Venus es muy superior a la esperada y a la que está presente en la Tierra. Es posible que Venus recibiera una gran cantidad de gases diferentes al comienzo de la historia del sistema solar, cuando el viento solar era más denso que hoy.

Venus posee tres veces más kriptón que la Tierra y 700 veces más argón primordial que kriptón. Comparando esta proporción con la que existe en la Tierra o en Marte descubriremos que ésta es sólo de 30 a 1. Al Sol le corresponde una proporción de 2000 a 1, lo que hace pensar que los gases nobles proceden del Sol.

Estructura atmosférica

Las sondas enviadas al planeta en el transcurso de los años han suministrado preciosas informaciones sobre la estructura de la atmósfera. Las medidas de la Pioneer Venus Orbiter comenzaron a una altura de 200 km; también se realizaron observaciones en la banda comprendida entre 60 y 140 km de altitud, una región que anteriormente no había sido estudiada en profundidad.

El planeta Venus visto por la Pioneer Venus Orbiter
Estructuras nubosas en la atmósfera de Venus reveladas mediante observaciones en ultravioleta. Foto realizada por la sonda espacial estadounidense Pioneer Venus Orbiter el 26 de febrero de 1979. Crédito de imagen: NSSDCA Photo Gallery Venus.

Todos estos datos ponen de manifiesto una peculiaridad de la atmósfera de Venus respecto a la terrestre: mientras que en nuestra atmósfera hay regiones definidas, caracterizadas por cambios de signo del gradiente de temperatura, en Venus hay que distinguir entre el lado iluminado y el nocturno.

En el primer caso existe una termosfera de tipo terrestre, con temperaturas comprendidas entre -90 °C (a 100 km de altitud) y unos +27 °C (en la exosfera). En el segundo caso la termosfera no existe y la temperatura disminuye pasando de -90 °C (a 100 km) a -170 °C (a 150 km). La transición de la temperatura entre los lados diurno y nocturno es brusca.

Entre los 100 km y la capa superior de las nubes (a 70 km) la temperatura varía mucho. A 95 km de altitud se han observado fluctuaciones de unos 25 °C. Dado que el 90% de la atmósfera se encuentra entre la superficie y una altitud de 28 km, esta banda resulta densa y compacta como resultado del calentamiento solar.

No hay diferencia de estructura general en esta banda atmosférica a distintas latitudes. A partir de los 28 km de altitud empiezan a manifestarse diferencias de temperatura sobre las distintas áreas. En la parte alta de la troposfera los procesos asociados a la producción y disipación de las nubes actúan de manera diferente según las regiones.

El efecto invernadero

Medidas efectuadas con distintos instrumentos confirman que la temperatura de la superficie de Venus es de unos 475 °C. La causa reside en la densa y compacta atmósfera del planeta Venus y en su composición.

Gráfico de la temperatura y la presión atmosférica de Venus en función de la altitud
Gráfico de la temperatura y la presión atmosférica de Venus en función de la altitud (km). La temperatura (°C) se lee en la línea naranja y la presión (bar) en la línea turquesa.

El porcentaje de dióxido de carbono presente es superior al de las rocas calcáreas terrestres; al moverse Venus por una órbita más próxima al Sol, el calor ha recalentado la superficie del planeta, liberando el dióxido de carbono de las rocas y aumentando la opacidad de la atmósfera.

La atmósfera deja pasar la radiación solar, que calienta la superficie, pero no los rayos infrarrojos emitidos por el suelo, lo que produce un aumento ulterior de la temperatura. Este mecanismo se llama efecto invernadero y se detiene sólo cuando la atmósfera y la superficie están en equilibrio, pero a tales temperaturas el agua se encuentra en estado de vapor y no puede condensarse en océanos.

El dióxido de carbono es responsable del 55% del efecto invernadero. Otro 25% es debido al vapor de agua, y el 20% restante depende de las nubes.

Las nubes

La atmósfera de Venus aparece dividida en varias zonas, con nubes de diversa composición y estructura. En la parte alta de la atmósfera hay una capa de niebla formada por gotas de ácido sulfúrico de diámetro muy pequeño; esta neblina aparece y desaparece a lo largo de períodos de varios años.

Debajo, entre los 47 km y los 52 km de altura, hay una banda de nubes de ácido sulfúrico condensado en gotas de tamaño mayor. A esta altitud la densidad es elevada y por tanto la visibilidad muy escasa. Por debajo de los 32 km la atmósfera debería carecer de partículas sólidas. De todos modos, la densidad sigue siendo tan elevada que el horizonte visible queda muy restringido.

En la parte alta de la atmósfera existe una fuente de azufre y ácido sulfúrico de naturaleza fotoquímica que requiere la presencia de rayos ultravioletas que no llegan a alcanzar los estratos inferiores. Las gotas de ácido sulfúrico se diluyen en las regiones más bajas, donde encuentran moléculas de agua. El tamaño de estas partículas es importante porque regula las precipitaciones en Venus: cuanto mayor es este tamaño, mayor es la probabilidad de lluvias.

Los rayos

Un descubrimiento sorprendente ha sido la presencia de rayos bajo la cubierta nubosa. Las dos sondas soviéticas Venera 11 y Venera 12 han registrado, en la capa comprendida entre 32 y 2 km de altitud, señales electromagnéticas iguales a las emitidas durante un temporal terrestre.

Los rayos son mucho más intensos que los nuestros y se suceden muy rápidamente. Se han llegado a detectar 25 descargas por segundo. Podemos deducir que muy probablemente en las capas más bajas de la atmósfera hay cristales de agua y un rápido movimiento vertical de las masas de aire.

Los rayos también podrían estar asociados a los volcanes y una prueba en dicho sentido nos la proporciona la sonda Pioneer Venus Orbiter, que ha observado un número muy grande de rayos sobre los volcanes de una región de Venus de 3000 km de longitud conocida con el nombre de Beta Regio.

Morfología de las nubes

Al observar Venus con luz ultravioleta se puede apreciar la existencia de una amplia variedad de estructuras nubosas en rápida rotación en la parte alta de la atmósfera venusiana. Los datos enviados por las sondas han evidenciado una morfología significativa de las nubes sobre el Polo Norte.

Imagen de Venus en falso color (filtro ultravioleta) realizada por la sonda espacial Venus Express de la ESA, a 35000 km de la superficie, el 23 de julio del 2007. En la foto se puede ver el ecuador, arriba, y el Polo Sur, abajo, rodeado por una característica ovalada oscura. Crédito de imagen: ESA 2007 MPS/DLR-PF/IDA

Se han observado dos zonas claras en las nubes sobre la vertical del polo que giran alrededor del centro con períodos de 2-7 días. Se cree que constituyen la prueba del movimiento de descenso de la atmósfera hacia el centro del vórtice polar.

La falta de movimientos similares en otras partes confirma la hipótesis de que al nivel de las nubes más altas del hemisferio norte hay una sola gran célula de circulación. Hay también células más pequeñas (500-1000 km de diámetro) que muestran una oscilación en su orientación hacia los paralelos geográficos.

Circulación atmosférica

La parte más alta del estrato nuboso gira a gran velocidad. El período de rotación es de unos 4 días, pequeño en comparación con el período de rotación de la parta baja del estrato nuboso (en la superficie del planeta), que es de 243 días. La diferencia es la mayor de todos los cuerpos del sistema solar.

Hay un mecanismo que explica estos vientos tan fuertes que soplan en dirección contraria y de forma más veloz que en la superficie. La respuesta está relacionada con la composición de la alta atmósfera, que absorbe casi toda la energía solar incidente y suministra la energía necesaria para estos movimientos rápidos a través del transporte de calor en células convectivas.

Las sondas han puesto de manifiesto en las nubes unas estructuras en forma de remolino que son importantes para el transporte de la energía y para el momento de rotación de la atmósfera. Para que la rotación atmosférica sea tan rápida es necesario que no haya mecanismos que disipen el calor.

En la Tierra son imposibles estas corrientes tan rápidas porque la mayor parte de la energía disponible es absorbida por el terreno.

La velocidad aumenta en ambos hemisferios al acercarse al ecuador, donde la rotación puede producirse en sólo dos días. Unas estrías en las nubes muestran un flujo hacia los remolinos polares, donde se disipa la energía cinética de rotación.

Los vientos se van debilitando a medida que la altura decrece: partiendo de un valor de 360 km/h en los altos estratos nubosos, descienden a 180 km/h a 50 km de altitud para llegar a unas pocas decenas de km/h en la superficie.

La estratosfera de Venus no está claramente definida. En la Tierra, esta región la crea la absorción de la energía solar por parte del ozono, pero en Venus no parece haber un proceso equivalente. Otra diferencia entre las dos atmósferas consiste en que la estratosfera en Venus depende de la morfología y de los procesos radiativos de las nubes, que en este planeta son ubicuas.