¿Cómo llegó Venus, casi tan grande como la Tierra, a ser el planeta más caliente?
Venus es el planeta más caliente del sistema solar, pero no solo porque esté más cerca del Sol. Su espesa atmósfera de dióxido de carbono dificulta que escape el calor emitido por la superficie. Venus se parece a la Tierra en tamaño y estructura interna, pero hoy su superficie alcanza unos 467°C y la presión atmosférica es cerca de 93 veces la del nivel del mar terrestre.
Todavía no sabemos por completo cómo Venus y la Tierra llegaron a ser tan distintos. Para comprender esa diferencia hay que estudiar no solo la atmósfera actual, sino también si hubo agua y qué gases añadieron los volcanes a la atmósfera.
- Unos 12.104 km de diámetro cerca del 95% del diámetro de la Tierra
- Unos 467°C la temperatura superficial más alta entre los planetas del sistema solar
- Unas 93 veces la presión terrestre en la superficie de Venus
- Principalmente dióxido de carbono el componente mayoritario de una atmósfera que dificulta la salida del calor
Las nubes brillantes y la espesa atmósfera cumplen funciones distintas
Las nubes de gotas de ácido sulfúrico que cubren Venus reflejan gran parte de la luz solar. Por eso el planeta se ve tan brillante en el cielo nocturno. Sin embargo, la energía que atraviesa las nubes y calienta la superficie vuelve a subir como radiación infrarroja, y la espesa atmósfera de dióxido de carbono absorbe y emite esa radiación repetidas veces.
Este proceso dificulta que la energía de la superficie escape al espacio. El efecto invernadero también es un fenómeno natural en la Tierra, pero la cantidad y composición de la atmósfera venusiana son muy diferentes y han producido un calor extremo. La NASA describe el estado actual de Venus como el resultado de un efecto invernadero desbocado.
Las nubes de Venus reflejan la luz solar, pero la enorme atmósfera de dióxido de carbono que hay debajo dificulta que el calor de la superficie escape al espacio.
Aún no sabemos si Venus tuvo un océano
En la atmósfera de Venus, la proporción de deuterio —una forma pesada del hidrógeno— respecto al hidrógeno común es mucho mayor que en la Tierra. Como el hidrógeno ligero escapa con más facilidad al espacio, esta proporción respalda la posibilidad de que Venus tuviera antes más agua que ahora. Sin embargo, la medición por sí sola no demuestra que hubiera un océano líquido en la superficie.
Los científicos están poniendo a prueba dos historias diferentes. Algunos modelos climáticos indican que Venus pudo enfriarse lo suficiente para formar un océano poco profundo y conservar un clima templado durante mucho tiempo. Otros estudios proponen que fue demasiado caliente desde el principio para que el vapor de agua cayera como lluvia y formara un océano. Para distinguirlas habrá que medir con mayor precisión la composición de la atmósfera y las rocas.
Un «antiguo océano en Venus» es solo una historia posible. La elevada proporción de deuterio es una pista de pérdida de agua, no una costa fotografiada ni una prueba directa de un océano.
Los volcanes bajo las nubes se buscan con radar
Las densas nubes impiden que las cámaras de luz visible observen la superficie de Venus. La sonda Magellan de la NASA envió ondas de radio y utilizó las señales de retorno para cartografiar el 98% de la superficie. Esos datos indican que los flujos volcánicos cubren al menos el 85% del planeta.
Los investigadores compararon datos de radar de 1990 y 1992 y encontraron cambios en las señales alrededor de Sif Mons y Niobe Planitia. Al tener en cuenta las pendientes y los obstáculos del terreno, la explicación que mejor encajó fue la de lava reciente que fluyó y se solidificó durante la misión. No se filmó directamente una erupción, pero los datos muestran que la superficie de Venus cambió realmente a comienzos de la década de 1990.
Las nuevas misiones estudiarán por separado la atmósfera y la superficie
- Mientras descienda por la atmósfera la sonda DAVINCI medirá la composición de los gases, la presión, la temperatura y los vientos, y está previsto que fotografíe Alpha Regio bajo las nubes.
- Mientras vuelva a observar la superficie desde la órbita VERITAS planea estudiar los volcanes y la estructura interna después de 2031 mediante nuevos mapas de radar y datos de gravedad y espectroscopia.
- Mientras examine el subsuelo EnVision de la ESA, cuyo lanzamiento está previsto para noviembre de 2031, observará conjuntamente el subsuelo, la superficie y la atmósfera con radar y espectrómetros.
Las tres misiones medirán materiales y alturas diferentes porque una sola clase de datos no basta para reconstruir la historia de Venus. Los gases atmosféricos pueden acotar cuándo se perdió el agua, mientras que las rocas y los volcanes pueden revelar qué materiales ascendieron desde el interior.
Venus muestra que el tamaño no basta para predecir el futuro de un planeta
Venus no es una imagen exacta del futuro de la Tierra. Es un punto de comparación que muestra cómo dos planetas de tamaño parecido pueden acabar con ambientes totalmente distintos cuando se acumulan durante mucho tiempo los cambios en la cantidad de atmósfera, el agua, los volcanes y las rocas.
El aspecto brillante y liso de Venus lo producen las nubes altas, no su superficie sólida. El terreno más caliente y las huellas de volcanes permanecen ocultos debajo. Los radares y las sondas atmosféricas conectan esas dos capas para reconstruir la secuencia que llevó a Venus a su estado actual.