El Sistema Solar - Venus (I)

Hoy nos dedicaremos al segundo planeta, el más cercano a nosotros pero, al mismo tiempo, un gran desconocido durante milenios: Venus.

Como en los anteriores artículos de la serie, he intentado mostrar tanto material gráfico como es posible. Al pie de cada imagen, cuando existe, he incluido un enlace a versiones de mayor resolución para aquellos que disfrutáis con fondos de pantalla astronómicos. Algunos realmente merecen la pena.

El modo en el que vamos a abordar el asunto va a ser el siguiente: en vez de soltar datos sobre Venus como una ametralladora, vamos a acercarnos a él poco a poco. Realizaremos una especie de recorrido por el conocimiento sobre el planeta desde los albores de la historia hasta hoy en día: empezaremos por hablar de su posición y movimiento, después vislumbraremos su atmósfera, nos colaremos bajo sus espesas nubes… Ah, y lo haremos en dos partes separadas por unos pocos días. De este modo puedo incluir más detalle en el artículo y no se me hace tan largo hasta que puedo publicar cada parte. Espero que esta primera os deje con ganas de que llegue la segunda.

Venus, visto en el espectro visible. Versión a 3500×3500 px.

Se ha denominado a menudo a Venus como el “gemelo de la Tierra” puesto que, como veremos, ambos planetas tienen algunas características muy similares. Sin embargo, existen otras en las cuales Venus se diferencia radicalmente de la Tierra. De hecho, algunos rasgos del planeta vecino –que estudiaremos en detalle en un momento– sugieren más bien un nombre bien distinto, y espero convencerte de que lo merece: el Infierno. Es irónico que ese nombre (el de Hades o Plutón) fuera destinado a otro planeta diferente, y que el de Venus sugiera sensaciones bastante más agradables de las que sentirías en la superficie de nuestro “gemelo”, estimado lector, en lo que sería una experiencia intensa y más bien breve.

Zambullámonos en Venus, pues, y disfrutemos del paisaje durante el poco tiempo que sobreviviríamos para verlo.

Después de la Luna, Venus es el cuerpo celeste de importancia más cercano a la Tierra. La distancia entre ambos, por supuesto, varía a lo largo de sus órbitas, pero llegan a estar a una distancia de tan sólo unos 40 millones de kilómetros. Es, después del Sol y la Luna, el objeto más brillante del firmamento con diferencia — tan brillante que puede verse durante el día, sobre todo cuando el Sol no está demasiado alto en el cielo. Desde luego, es perfectamente identificable a simple vista, y conocido por la humanidad probablemente desde que empezamos a mirar hacia el cielo y preguntarnos por lo que se veía allí.

Probablemente todos los pueblos de la antigüedad tenían nombres para este cuerpo celeste, y tenemos registros de muchos de ellos. El documento astronómico más antiguo que lo menciona es babilonio, de alrededor de 1600 a.C. En él se registran durante 21 años algunas observaciones de Ishtar, que es como los babilonios conocían a nuestro vecino. En India se conocía como Shukra, en China como Jīn-xīng, en Egipto como Tioumoutiri y Ouaiti (pues los egipcios pensaban que se trataba de dos cuerpos diferentes, uno de los cuales aparecía al amanecer y otro al anochecer)…. todos estos pueblos lo describen en sus registros escritos, en mayor o menor detalle.

Códice de Dresde.

Eso sí, ninguno se acerca a la meticulosidad del pueblo Maya: Chak ek (la Gran Estrella) era de una enorme importancia para ellos, tal vez más que el propio Sol. Posiblemente por la importancia astrológica que le otorgaban, los mayas se dedicaron a documentar el ciclo completo de las apariciones de Venus (que dura unos ocho años) con una enorme precisión. Los datos de estas observaciones se conservan aún en el Códice de Dresde. Aunque, como los otros pueblos, los mayas no sabían cuál era la naturaleza del objeto, su documentación es de lejos la más detallada de todas.

Los griegos, como los egipcios, pensaron durante siglos que se trataba de dos planetas diferentes (algo que, como recordarás, también pensaban de Mercurio). Al que aparecía al amanecer lo llamaban Phosphoros, “portador de la luz”, y al del anochecer Hesperos, “la estrella de la tarde”. Si eres un habitual de El Tamiz, tal vez recuerdes que el primero es también el origen del nombre del elemento fósforo, por la capacidad de este elemento de brillar de forma fantasmagórica.

Se piensa que Pitágoras fue el primero entre los griegos en proponer que los dos cuerpos eran realmente uno solo, y a partir de ese momento ambos se unificaron en Afrodita, la diosa del amor (que estaba relacionada con la Astarté fenicia, y ésta con la Ishtar babilonia). Los romanos la convirtieron, por supuesto, en su propia diosa del amor, Venus. Si esta gente hubiera sabido con lo que te encontrarías si pudieras llegar al planeta, dudo que le hubieran dado ese nombre. Sin embargo, con él se ha quedado, y su símbolo sigue siendo el de la femineidad:

Algunos griegos, como Heráclides, ya sostenían cuatro siglos antes de nuestra era que tanto Mercurio como Venus orbitaban el Sol en vez de la Tierra, y que se encontraban más cerca del Astro Rey que nuestro planeta, de ahí que siempre estuvieran en la dirección general del Sol. Sin embargo, los modelos heliocéntricos tardarían aún muchos siglos en llegar: los “pesos pesados”, como Aristóteles y el propio Pitágoras, eran partidarios del modelo geocéntrico.

La órbita de Venus tiene un radio medio de unos 108 millones de kilómetros (la de la Tierra tiene unos 150 Mkm). Aunque, como las órbitas de todos los planetas, tiene forma elíptica, la elipse de Venus es prácticamente una circunferencia: tiene una excentricidad de tan sólo 0,01. A esta distancia del Sol la órbita tiene un período de unos 225 días terrestres. Como puedes ver, estos datos sí parecen asemejar Venus a la Tierra como “planeta gemelo”, al menos hasta cierto punto. Nuestro año es más largo, pero no mucho más.

Durante siglos, poco más se supo de Venus aparte de que debía ser un cuerpo relativamente cercano a la Tierra, o muy grande, para ser tan luminoso. Hubo que esperar al siglo XVII para saber algo más sobre el planeta: Galileo descubrió que Venus presentaba fases en diversos puntos de su órbita — y los momentos en los que se producía cada fase sólo tenían sentido si el planeta orbitaba el Sol, y no la Tierra. Un argumento considerable a favor de las teorías heliocéntricas defendidas por el italiano. Sin embargo, esto nos daba información únicamente sobre la posición y el movimiento del planeta, y no sobre su naturaleza o estructura.

Fases de Venus predichas por las teorías heliocéntricas y observadas por Galileo.

En 1761, observando el tránsito de Venus frente al Sol (algo que sólo Mercurio y el propio Venus pueden hacer entre los planetas, pues todos los demás están más lejos del Sol que nosotros), Mikhail Lomonosov vislumbró los atisbos de una atmósfera. Esta sospecha fue confirmada en 1790 por Johann Schröter, observando el planeta cuando su parte iluminada por el Sol era muy pequeña — la superficie iluminada se extendía un poco más allá de donde debería si no hubiera atmósfera, lo que indicaba que se estaba produciendo la dispersión de la luz solar.

Tránsito de Venus frente al Sol el 8 de Junio de 2004. Versión a 1687×1370 px. Crédito: Wikipedia/GPL.

De hecho, posteriormente se comprobó que la atmósfera de Venus era de una enorme densidad y uniformidad: tanto que era absolutamente imposible saber cosas tan básicas como el período de rotación del planeta. Observado con luz visible, el planeta era prácticamente igual en todas partes, sin el menor atisbo de características en su superficie. Es irónico que conociéramos más sobre otros cuerpos celestes bastante más lejanos que Venus mientras que nuestro “vecino gemelo” se mantenía cercano pero inescrutable.

De hecho, no hay mucho más que decir hasta el siglo XX, cuando la tecnología avanzó lo suficiente como para observar el planeta con radiación de otras longitudes de onda además del visible. Utilizando una combinación de infrarrojos, visible y ultravioleta, y observando qué longitudes de onda atravesaban la atmósfera y cuáles no, pudo determinarse que la opacidad de la atmósfera de Venus se debía a que una espesísima capa de nubes cubre completamente el planeta. Eso sí, de qué estaba hecha la atmósfera y cuál era la composición de las nubes seguían siendo misterios.

A partir de 1961 fue, utilizando el radar, fue posible determinar el período de rotación del planeta, mostrando dos sorpresas: en primer lugar, Venus gira sobre su eje a una velocidad extraordinariamente lenta — tarda 243 días terrestres en girar una vez sobre sí mismo, ¡más que un año venusiano! Pero, además, Venus gira “al revés”. Casi todos los planetas giran en el mismo sentido sobre su eje que lo hacen alrededor del Sol, pero el movimiento de rotación de Venus es contrario al de su traslación alrededor de la estrella: es una rotación retrógrada.

¿Por qué Venus tiene una rotación tan lenta y retrógrada? Todos los modelos del Sistema Solar temprano consideran rotaciones relativamente rápidas para los planetas y, desde luego, en el sentido de la traslación alrededor del Sol. Las dos posibilidades más consistentes para explicar este movimiento son el impacto de algún cuerpo sobre el planeta o el efecto de marea de la densísima atmósfera sobre la rotación del planeta.

Por otro lado, el eje de rotación de Venus es prácticamente paralelo al de traslación. Mientras que la Tierra está inclinada unos 23º, Venus tiene sólo unos 3º de inclinación. Esta característica, combinada con la casi perfecta circunferencia de su órbita, hace que no haya estaciones en el planeta: el tiempo atmosférico es prácticamente igual todo el año. Lo cual, como veremos luego, significa que es igual de espantoso todo el tiempo.

Sin embargo, la información que puede obtenerse sobre la superficie del planeta desde la Tierra era limitada: las dos superpotencias de la época, la U.R.S.S. y los E.E.U.U., se lanzaron a una de sus muchas “carreras” para ser el primero en descubrir qué se escondía bajo la espesa y opaca capa de nubes de Venus. Eso sí, como veremos en unos párrafos, en este caso ambos países colaborarían en algunas ocasiones. Hay veces en las que la curiosidad vence al orgullo. Sin embargo, es como si el planeta quisiera esconder sus secretos, y durante mucho tiempo misión tras misión encontraría obstáculos (esperados o no) que harían muy difícil escudriñar la superficie venusiana.

La primera sonda robótica en ser enviada a Venus fue la soviética Venera 1. Fue lanzada en una trayectoria más o menos directa hacia el planeta, de modo que pasara muy cerca o incluso colisionara con él… pero una semana después del lanzamiento, a tan sólo dos millones de kilómetros de la Tierra, se perdió la comunicación con la Venera. Probablemente pasó muy cerca del planeta, a menos de 100.000 km, pero no pudo mandar ningún dato de vuelta.

Pero la Venera 1 fue sólo la primera de muchas: los Estados Unidos lanzaron la Mariner 1… que tuvo que ser destruida después de sendos fallos de hardware y software que le hicieron perder el rumbo. Afortunadamente habría más Veneras y más Mariners, porque el comienzo no podía haber sido peor.

Mariner 2.

Mariner 2 logró su objetivo: tras un viaje de unos tres meses, se convirtió en el primera misión humana a otro planeta del Sistema Solar en 1962. Desde luego, se trataba de una sonda no tripulada, pero sigue siendo un hito en la historia de la astronáutica. Mariner 2 pasó a tan sólo unos 35.000 km de la superficie de Venus, y sus instrumentos nos mostraron datos sorprendentes. Aunque la cima de las nubes venusianas estaba fría, la superficie tenía una temperatura elevadísima. Las mediciones de Mariner 2 daban al menos 425 ºC. Hoy en día sabemos que la temperatura en su superficie alcanza los 467 ºC. El plomo se derrite a 327 ºC — no tengo más que decir.

De hecho, a pesar de estar bastante más lejos del Sol que Mercurio, la temperatura en la superficie de Venus es más alta que en Mercurio. Además, la tupida capa de nubes y la densa atmósfera hacen que la temperatura sea prácticamente constante de día, de noche y todo el año. Un infierno constante y, en este caso, en absoluto un “gemelo” de la Tierra.

Además de las medidas de temperatura y de comprobar que Venus no tenía un campo magnético apreciable, la Mariner 2 pudo determinar su masa aproximada. Hoy en día disponemos de mayor precisión: Venus tiene una masa de unos 4,9·10²⁴ kg, es decir, un 81% de la masa de la Tierra. Su radio es también parecido al de nuestro planeta, unos 6.000 km (un 95% del de la Tierra). Por lo tanto, la aceleración de la gravedad en la superficie de Venus es de 8,87 m/s² o 0,9 g. Aquí sí que se trata de un planeta muy similar al nuestro: el más similar de todos.

Comparación de los planetas rocosos. Venus es el segundo por la izquierda (entre Mercurio y la Tierra). Versión a 1500×653 px. Crédito: NASA.

Venus empezaba a revelar sus secretos, pero sólo poco a poco. La sonda soviética Venera 3 logró otra hazaña astronáutica: en 1966 se convirtió en el primer objeto construido por el ser humano en tocar la superficie de otro planeta. Sé que suena exagerado, pero cuando leo eso se me ponen los pelos como escarpias. Eso sí, desgraciadamente Venera 3 perdió comunicación con la Tierra justo antes de atravesar la capa de nubes, de manera que habría que esperar para ver lo que había debajo.

Los científicos e ingenieros soviéticos deben de haber llorado amargas lágrimas con la siguiente misión. Venera 4 logró lo que su hermana no había conseguido — penetró bajo la capa de nubes y empezó a enviar datos valiosísimos. Fue entonces cuando supimos que la atmósfera de Venus es, prácticamente en su totalidad (un 96,5%) dióxido de carbono, con casi todo el resto nitrógeno (casi un 3,5%) y trazas de otros gases.

Venera 4 debería haber sido capaz de posarse en la superficie de Venus, pero nadie había sido capaz de predecir la enorme densidad de la atmósfera de Venus. La sonda tenía un paracaídas para caer suavemente, ¡pero la atmósfera era tan densa que lo hacía mucho más lentamente de lo que se esperaba! Cuando Venera se encontraba a 24 km del suelo, descendiendo muy, muy lentamente… las baterías se quedaron sin carga y dejó de enviar datos. Eso sí, a esa altitud los barómetros de la sonda ya señalaban una presión unas 20 veces la que hay en la superficie de la Tierra. ¡A 24 km de altura!

Tan sólo un día después de que Venera 4 llegase a Venus, en lo que parecen haber sido días de mucho tráfico, otra sonda pasaría muy cerca del planeta: se trataba de Mariner 5, cuyo objetivo no era penetrar la capa de nubes sino tomar medidas diversas desde arriba. Un equipo conjunto de ambas superpotencias analizaría los datos enviados por las dos sondas, en un ejemplo de colaboración en años muy difíciles en las relaciones entre los dos países.

Otras sondas soviéticas se sumergirían más profundamente en la atmósfera de Venus en pocos años, aunque no llegarían a la superficie: la gigantesca presión las trituró como cáscaras de huevo antes de llegar al suelo. Por otro lado esto no fue una sorpresa; su objetivo era tomar medidas hasta ese momento, ya que no estaban construidas para aguantar presiones tan grandes como ya se sabía que habría en superficie. Para eso habría que esperar a la Venera 7, con una estructura capaz de soportar presiones 180 veces superiores a la presión atmosférica terrestre en superficie.

Venera 7 (copia).

Venera 7 logró posarse con relativa suavidad en la superficie de Venus en 1970, con todos sus sistemas intactos (bueno, más o menos, porque el paracaídas parece haberse rasgado durante el descenso y el impacto fue sólo relativamente suave), y transmitió información sobre la presión y temperatura en superficie durante casi media hora. La presión atmosférica en la superficie de Venus resultó ser de unas 90 veces la de la atmósfera terrestre. No sé si eres capaz de imaginar fácilmente una presión tan brutal: es el equivalente a estar a más o menos 1 km de profundidad bajo la superficie del océano en la Tierra.

De modo que, aunque aún hay más horrores por describir, imagina la escena si estuvieras de pie sobre la superficie de Venus: la temperatura es de unos 460 grados centígrados, con una humedad relativa de menos del 0,1%. La presión es tan grande como en las profundidades del océano. Es de día, pero eres incapaz de ver el Sol: de hecho, aunque estás más cerca de la estrella que la Tierra, la luminosidad es bastante más baja que en nuestro planeta por la espesísima capa de nubes. La dispersión de la luz es tan grande que el brillo no viene de ningún punto en particular: el propio cielo parece brillar, pero la luz es tan tenue que no puedes ver más allá de unos 3 km. ¿Te sugiere algo todo esto?

Lucifer. Grabado de Gustave Doré para El Paraíso Perdido.

Es una descripción que me recuerda mucho, en algunos aspectos, al Infierno de El Paraíso Perdido de Milton. Si no has leído esa obra fascinante, leída con la actitud mental adecuada se convierte en una historia de ciencia-ficción sin igual (el primero a quien leí esta opinión fue Asimov, y estoy completamente de acuerdo con el Buen Doctor), y te la recomiendo encarecidamente. Cuando Lucifer afirma que es mejor reinar en el Infierno que servir en el Cielo, en mi cabeza está hablando a sus huestes desde una colina en Venus. Por cierto, Lucifer es la versión latina de Phosphoros. ¡Todo encaja!

En cualquier caso, la atmósfera de Venus fue observada también por sondas posteriores, y hoy tenemos una idea bastante exacta de su naturaleza y estructura. Su enorme densidad y la gran proporción de dióxido de carbono que contiene producen un efecto invernadero tremendo — de ahí que en Venus se alcancen las temperaturas más altas de ningún planeta en el Sistema Solar. Esta densidad es también la responsable de que, a pesar de la lenta rotación de Venus, la temperatura sea más o menos uniforme y constante.

Composición de la atmósfera de Venus.

Las nubes de Venus no son demasiado fáciles de ver en el espectro visible, pero tratando las imágenes con filtros puede aumentarse el contraste y hacerlas bien claras. Aquí tienes una imagen tratada de este modo, que fue tomada por la sonda Galileo en 1990 (en una de las etapas de su largo viaje hacia Júpiter):

Desde luego, las nubes de Venus no están hechas de agua: como puedes ver en la composición atmosférica, apenas hay moléculas de agua en la atmósfera de Ishtar. No, para aumentar aún más los rasgos “infernales” del planeta, se trata de nubes de ácido sulfúrico. Son nubes de un espesor tan grande que sólo el 25% de la luz solar que incide sobre ellas es capaz de llegar por debajo: de ahí el oscuro pero caliente infierno miltoniano de la superficie.

De hecho, en Venus llueve ácido sulfúrico… pero no alcanza la superficie. La temperatura ahí abajo es tan enorme que las gotas se evaporan mientras caen, mucho antes de llegar al suelo. Lo que sí hay es tormentas eléctricas, detectadas por primera vez por algunas de las Venera soviéticas. Desde luego, no es fácil ver los rayos debido a la densidad de la atmósfera, pero el sonido debe de ser aterrador: al ser el aire tan denso los sonidos viajan muy lejos y con gran intensidad.

Algunas de las imágenes tomadas por sondas más modernas que las Venera o las Mariner han mostrado las cimas de montañas que parecen “nevadas”, cubiertas por una capa de material muy reflectante. Desde luego, sabemos que no puede ser nieve, pero parece que es algo que realiza un ciclo similar en el planeta vecino. Aunque no estamos seguros de qué es, se piensa que puede tratarse de teluro o incluso de galena (sulfuro de plomo). Increíble.

Galena, alias “nieve venusiana”.

Desde luego, estas condiciones tan extremas no tienen por qué haber sido siempre así. De hecho, los científicos piensan que hace mucho tiempo la temperatura de Venus probablemente fue similar a la de la Tierra en la actualidad, y existía agua líquida en su superficie. Como puede que sepas, el Sol está ahora bastante más caliente que hace algunos miles de millones de años. Cuando Venus era aún relativamente joven (entre 200 y 2.000 millones de años) la temperatura en la superficie puede haber superado los 100 ºC, y la cantidad de vapor de agua en la atmósfera después de eso puede haber producido un “disparo” del efecto invernadero que ha llevado al planeta a las extremas condiciones actuales.

Las condiciones de la atmósfera de Venus (la temperatura, la presión y la acidez) no parecen favorables para la vida como la conocemos, pero aún no estamos seguros. Existen bacterias extremófilas en la Tierra que sobreviven a condiciones tremendas, y no se descarta –aunque sea improbable– que algo parecido pueda suceder en Venus, aunque las condiciones sean aún peores que las que deben superar nuestras bacterias. Además, podrían existir formas de vida microscópicas en las zonas altas de la atmósfera, en las que la temperatura no es tan extrema y existe una enorme cantidad de radiación ultravioleta para proporcionar energía. Harán falta misiones posteriores para determinar si esta posibilidad es un hecho o no, pero la hipótesis es sugerente.

Además de la composición y estructura de la atmósfera del planeta, las sondas de los años 60 y 70 midieron meticulosamente el campo magnético de Venus, que es prácticamente inexistente. De hecho, el poco que hay se debe probablemente a la interacción entre la ionosfera del planeta y el viento solar. Aunque Venus rota lentamente, se piensa que ese giro debería ser suficiente para generar un campo magnético débil pero apreciable, si las condiciones en su interior fueran similares a las de la Tierra. La idea más extendida es que no es así porque entre las cosas que hacen falta para producir el campo magnético al girar, el interior del planeta necesita una convección razonable, y en Venus no la hay. Los procesos interiores del planeta son bastante extraños.

Pero de éste y otros asuntos geológicos, además del relieve del planeta y las misiones más recientes, hablaremos en la segunda parte del artículo dentro de pocos días. Nos dedicaremos también a especular sobre las distintas posibilidades de exploración y colonización de nuestro “gemelo infernal”. ¿Es posible convertir el hogar de Lucifer en un segundo hogar para la humanidad?

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Fuente: El Tamiz