El Sistema Solar - Venus (II)

Esta entrada es la segunda parte del artículo sobre Venus, dentro de la serie El Sistema Solar. Puedes leer la primera parte del artículo, que publicamos hace unos pocos días, aquí.

Quiero recordar, antes de seguir con el contenido habitual, que esta serie es algo más detallada de lo normal: solemos simplificar las cosas bastante, pero todos tenemos una idea básica de los planetas del sistema solar, de modo que esta serie pretende ir algo más allá y detallar las cosas que no nos contaron en el colegio. De manera que, para algunos, puede resultar algo densa — si es así, al menos disfruta de las imágenes. Ver la primera fotografía de la superficie de otro planeta tiene valor en sí mismo, aunque no leas una sola línea del texto.

Visión artística de la superficie de Venus a partir de los datos de la Venus Express. Versión a 1024×768 px. Crédito: ESA.

En cualquier caso, en la primera parte hablamos sobre el carácter marcadamente “infernal” de nuestro planeta vecino, y llegamos a conocer sus movimientos en el firmamento y sobre sí mismo, su atmósfera y las primeras misiones enviadas a él. Hoy seguiremos adentrándonos en Chak ek, tocando su superficie y escudriñando su interior.

Los esfuerzos soviéticos y estadounidenses por descubrir más sobre Venus no habían acabado con las Mariner y las primeras Venera: ambas potencias siguieron enviando sondas no tripuladas al planeta casi sin descanso, y poco a poco se fue conociendo más sobre él. Como dijimos en la primera parte, la información básica sobre la atmósfera de Venus (su presión, composición, nubes, etc.) había sido ya obtenida, aunque podían refinarse los datos. Pero la superficie del planeta seguía siendo un misterio.

El problema era doble: por un lado, la atmósfera era de tal opacidad que observar el suelo venusiano con luz visible no tenía sentido. Ni siquiera era posible enviar una sonda como la Venera 7 que penetrase bajo la capa de nubes y llegase al suelo, y luego observar la superficie y hacer un mapa. Como ya mencionamos en la primera parte del artículo, la visibilidad en Venus es de unos pocos kilómetros por la densidad y composición de la atmósfera, además de la escasa luz visible que atraviesa la capa de nubes. La radiación visible simplemente no es una opción: hacía falta utilizar otras longitudes de onda, como las de radio (el radar).

Incluso usando el radar, la resolución desde la Tierra es muy pequeña: hacía falta enviar sondas que orbitarán Venus, tomando imágenes de radar de la mayor resolución posible para elaborar un mapa geológico del planeta. ¿Tenía montañas y valles? ¿Era más bien llano?

Pioneer Venus Orbiter (visión artística).

Precisamente para eso, además de para confirmar y refinar los datos sobre la atmósfera del planeta, EE.UU. envió a finales de los 70 una misión doble a venus, la misión Pioneer Venus, que constaba de dos partes: una gran sonda orbital y un conjunto de sondas atmosféricas. Ambas llegaron a Venus separadamente pero con poco tiempo de diferencia.

La gran sonda Pioneer Venus Orbiter se dedicaría a orbitar el planeta vecino durante años, obteniendo una enorme cantidad de información desde su órbita. La Orbiter tenía foto-polarímetros para observar las nubes, un radar para obtener mapas de la superficie, espectrómetros de masas, instrumentos para detectar el viento solar, múltiples fotómetros de distintas longitudes de onda… De hecho, esta sonda aún estaba ahí, obteniendo datos, cuando la más moderna Magallanes (de la que hablaremos en un momento) llegó a Venus. Finalmente, con su combustible consumido e incapaz de compensar la fricción con las capas altas de la atmósfera del planeta, la Orbiter cayó hacia la superficie y se destruyó en la atmósfera de Venus en 1992. Llevaba dando vueltas al planeta desde 1978.

La principal contribución de la Pioneer Venus Orbiter, desde luego, fue el mapa que obtuvo del planeta. Aunque no es de gran resolución, cubre el 93% de la superficie de Venus, y da una idea bastante buena de la topografía general del planeta que se esconde bajo la capa de nubes:

Mapa topográfico de Venus obtenido por la Orbiter. Versión a 996×614 px.

En el mapa puedes ver los dos “continentes” principales de Venus: lo que serían continentes si hubiera un océano que cubriese las zonas de menor elevación del planeta. Arriba a la izquierda se ve Ishtar Terra, que tiene el tamaño aproximado de Australia. Más o menos en el centro del continente puedes ver la cordillera montañosa más alta de Venus: los Maxwell Montes, nombrados en honor a James Clerk Maxwell. El pico más alto tiene una altura de 11 kilómetros sobre la elevación media del planeta, con lo que –dentro de lo extremo de las condiciones de Venus– sería uno de los mejores lugares para estar en la superficie, al tener una presión y una temperatura menores que cualquier otro punto de la superficie.

El otro gran “continente”, un poco al sur del ecuador y a la derecha de la imagen, es Aphrodite Terra, y tiene el tamaño aproximado de Sudamérica — es más extenso que Ishtar Terra, pero tiene menor elevación. En general, la mayor parte de Venus está a una elevación no demasiado diferente de la media, con lo que es –como planeta– bastante llano. Parte de la razón la comentaremos en breve. En cualquier caso, disponer de un mapa de casi toda la superficie del planeta fue un gran paso en el conocimiento de Venus. Desde luego, los científicos se preguntaban por qué era tan liso, pero habría que esperar algunos años para contestar a eso.

La segunda parte de la misión Pioneer a Venus, que llegó casi al mismo tiempo que la primera, era bastante más compleja que la sonda orbital: constaba de cinco componentes y se denominaba Pioneer Venus Multiprobe (Multisonda Pioneer Venus). El primero era básicamente el “transporte” en el que los demás viajaban, y se destruyó a sí mismo entrando en la superficie de Venus para obtener la mayor información posible durante la entrada en la atmósfera. Dejó tras de sí a los otros cuatro componentes de la misión: una sonda de mayor tamaño y tres más pequeñas.

Pioneer Venus Multiprobe (visión artística).

Todas las sondas tenían misiones parecidas: penetrar bajo la capa de nubes, obtener mediciones de presión, temperatura, composición, radiación de diversas longitudes de onda, etc. durante el descenso y, si había suerte (pero esto era simplemente una posibilidad) llegar al suelo del planeta. La sonda más grande tenía un paracaídas, además de una “nariz” desmontable para proteger el sensible conjunto de instrumentos del calor de la entrada atmosférica, que se soltaba cuando la velocidad había descendido lo suficiente. Las sondas más pequeñas pesaban mucho menos y no tenían siquiera paracaídas — caían “a plomo”, con una protección térmica como la de mayor tamaño, y debieron de pegarse buenos trompazos contra el suelo de Venus.

Sonda mayor de Pioneer Venus Multiprobe (visión artística). Versión a 800×1051 px.

Cada sonda cayó hacia el suelo en puntos diferentes del planeta, para así comprobar si existían diferencias de importancia entre la cara que miraba hacia el Sol y la que no, así como entre las regiones polares y las ecuatoriales. Lo que comprobaron en la caída fue lo que ya dijimos en la primera parte del artículo: no existen grandes diferencias de temperatura entre el día y la noche, ni entre altas y bajas latitudes.

Sólo una de las sondas llegó al suelo sin ser destruida por la presión atmosférica (o perder la capacidad de comunicarse con la Tierra), la sonda que cayó en la zona de noche. Esta sonda siguió mandando información durante una hora, posada en el suelo, pero desgraciadamente no tenía capacidad de analizar las rocas sobre las que se encontraba, ni siquiera de mandar alguna fotografía de lo que se veía desde el punto de impacto: como digo, llegar al suelo era simplemente un regalo con el que no se contaba, y el peso adicional de las cámaras y aparatos específicos para analizar el suelo hubiera sido demasiado grande. Pero la cuestión es que la misión Pioneer estaba centrada más en la atmósfera y los mapas por radar que en la superficie (y las misiones que tenía encomendadas las llevó a cabo con gran éxito), pero parte de la razón es que para entonces ya habíamos visto el suelo.

Nuestros ojos se habían posado por primera vez en la superficie de Venus unos años antes, gracias a la constancia de los soviéticos, que enviaban sondas Venera al planeta con una regularidad y entusiasmo encomiables (por si te lo estás preguntando, llegaron hasta la Venera 16 en 1983). En 1975, tres años antes de que las Pioneer llegasen a Venus, se produjo otro de los momentos clave en la historia de la exploración espacial: la primera fotografía tomada desde la superficie de otro planeta. Fue tan sólo unos meses antes de las primeras fotografías de la superficie de Marte, pero fue un momento histórico.

Las responsables fueron las Venera 9 y 10 (que como su antecesora la 8 disponían de carcasas muy resistentes, capaces de aguantar cientos de atmósferas). Estas sondas no sólo lograron posarse en la superficie del planeta, sino que nos mostraron lo que se veía a sus pies. Supongo que a algunos de vosotros estas fotos no os dirán mucho, mientras que a otros –como a mí mismo– os producirán un leve escalofrío. Los días eran el 22 y el 25 de Octubre de 1975:

El suelo a los pies de Venera 9 (arriba) y 10 (abajo).

Sin embargo, eso no era todo: las Venera 13 y Venera 14 lograron algo parecido, pero aún mejor: consiguieron tomar fotografías en color de la superficie de Venus en 1982. Sí, sólo se ve el suelo a sus pies, pero si esto no parece el suelo del infierno no sé qué se puede parecer más. Los colores serían usados luego para dar un matiz rojizo a todas las imágenes generadas por ordenador de la superficie en años posteriores:

Mitad izquierda de la fotografía tomada por Venera 13 el 1 de Marzo de 1982.

Mitad derecha de la fotografía tomada por Venera 13 el 1 de Marzo de 1982.

En los años 70, los Estados Unidos incluso planearon una misión tripulada a Venus, que hubiera pasado a tan sólo 5.000 km de la superficie: desde luego, no hubieran intentado posarse en el suelo debido a la dificultad de mantener la integridad del vehículo. Las sondas que se han posado en el suelo sólo han sobrevivido unas horas antes de dejar de funcionar. La misión iba a aprovechar gran parte de la tecnología del programa Apolo, hubiera llevado tres astronautas y durado un año en total. Finalmente, la misión no se realizó y hubo que seguir dependiendo de sondas no tripuladas.

La sonda Magallanes a punto de ser soltada por la lanzadera Atlantis en la misión STS-30. Versión a 2250×2240 px.

Los esfuerzos de la misión Pioneer a Venus fueron ampliamente superados por la sucesora de la Pioneer Venus Orbiter, la sonda Magallanes que llegó al planeta en 1989 y convivió durante unos pocos años con su antecesora. La Magallanes realizó un mapa topográfico de la superficie de Venus utilizando el radar, como la Orbiter, pero con una resolución y una cobertura extraordinarias, las mejores hasta hoy.

Mapa topográfico de la superficie de Venus obtenido por la Magallanes.

Además, el avance en los ordenadores permitió crear imágenes en 3D de la superficie de Venus. Aún recuerdo ver esas imágenes en la televisión por primera vez, y la maravilla que sentí. El color fue añadido a partir de los colores de las rocas mostrados en las fotografías de las Venera que hemos mostrado antes:

Imagen 3D obtenida a partir de los datos de Magallanes. El volcán del horizonte es Gula Mons, de 3 km de altura. Versión a 1250×1000 px.

La Magallanes permaneció tomando imágenes por radar hasta 1994, cuando se destruyó en la entrada a la superficie de Venus. Además de permitirnos tener una idea muy exacta de la elevación de la superficie venusiana, su resolución era tan grande que permitía identificar multitud de estructuras de importancia geológica: fue posible marcar la localización de cada cráter volcánico, cada valle, cada falla… y los resultados eran sorprendentes.

Antiguo río de lava en Venus, de unos 2 km de anchura. Versión a 1024×1024 px.

Para empezar, el vulcanismo domina el paisaje de Venus. No existe otro planeta en nuestro Sistema Solar en el que haya más volcanes. Entre los volcanes propiamente dichos, las planicies de lava enfriada, los largos ríos de lava… existen pocas zonas del planeta que no sean volcánicos de una u otra forma. De hecho, el 80% de la superficie consiste en llanuras de basalto enfriado. El volcán más grande de todos es Maat Mons, con 8 km de altura. Al no haber agua ni cambios de temperatura, la única erosión es la causada por el viento, con lo que el paisaje es bastante estático (salvo en períodos especiales de los que hablaremos luego).

El flujo de lava procedente de Maat Mons se extiende hasta cientos de kilómetros del cráter — imagina las llanuras agrietadas bajo el siniestro cielo venusiano (que en estas imágenes desgraciadamente se ha dejado negro):

Maat Mons. La escala vertical se ha exagerado unas 20 veces. Versión a 5000×4000 px.

Además de ser abundante, el vulcanismo de Venus es inusual en algunos casos. Por ejemplo, muchos volcanes son de una altura muy pequeña pero sus cráteres son enormes, mucho más extensos que los de los volcanes terrestres; estos volcanes venusianos se denominan “tortitas” por su parecido con ese dulce, plano y redondo manjar:

Volcanes “tortita” en Venus. Versión a 3304×2114 px.

Además del vulcanismo, otra cosa era evidente en las imágenes de radar de la Magallanes: había muy pocos cráteres, y eran bastante recientes. Desde luego, nadie esperaba que la superficie de Venus estuviera cubierta de cráteres de todos los tamaños como la de la Luna — la densísima atmósfera del planeta desintegraría los meteoritos más pequeños mucho antes de llegar al suelo. Efectivamente, sólo se veían impactos de cuerpos que habían tenido que ser muy grandes al entrar en la atmósfera del planeta.

Pero, aun teniendo en cuenta esto, había muy pocos cráteres, y lo que era más importante, no tenían lava dentro. Dada la cantidad de volcanes y de coladas de lava en el planeta, esto era sorprendente: poco a poco, los cráteres deberían haberse ido llenando de lava. Sin embargo, esto no sucedía — los cráteres más antiguos habían sido completamente cubiertos y no se veía ni rastro de ellos, y los nuevos no tenían nada de lava dentro; no había nada intermedio. Pero si no había actividad volcánica, ¿qué había cubierto los antiguos? Y si había actividad volcánica, ¿por qué los que se ven no tienen diversos niveles de lava dentro, sino que están completamente vacíos?

Analizando la edad de los cráteres, el porcentaje y su distribución en la superficie de Venus, los científicos fueron capaces de resolver el misterio (bueno, al menos eso pensamos por ahora): en algún momento hace entre 300 y 500 millones de años prácticamente toda la superficie de Venus fue “renovada” de golpe en un frenesí de actividad volcánica. Apenas hay zonas más antiguas en la superficie del planeta, pero después de que eso sucediera no ha habido ningún cambio global — sólo algunas coladas de lava procedentes de los volcanes, pero nada tan tremendo y extendido como en aquel momento.

Compara esto con la Tierra: aquí hay movimientos tectónicos continuos, y gran parte de la superficie del planeta se va renovando poco a poco. Por ejemplo, en las dorsales oceánicas sale una colada continua de lava basáltica, que va al mismo tiempo desapareciendo por subducción y volviendo a fundirse en la astenosfera. Pero en Venus no hay movimientos tectónicos: los “continentes” no se mueven, la deriva no existe. Tampoco se va reemplazando la supercicie poco a poco… pero en un momento determinado, casi toda la superficie fue reemplazada “de golpe” (geológicamente hablando, se entiende). ¿Por qué?

No lo sabemos. De lo que sí estamos bastante seguros es de que Venus no tiene astenosfera: la capa muy fluida sobre la que los continentes de la Tierra se “deslizan” debido a la convección. Al menos, no la tiene ahora mismo, aunque puede haberla tenido. Lo que pensamos es que cada cierto tiempo (cientos de millones de años o más) el calor interior de Venus provoca una especie de “cataclismo de lava” que cubre casi toda la superficie del planeta en un tiempo relativamente corto, para luego tener otro largo período de calma — ahora mismo Venus se encuentra en uno de estos períodos de calma.

Sin embargo, la estructura interna del planeta probablemente es similar a la de la Tierra en otros aspectos, pues la composición química y el tamaño no son demasiado diferentes. Los científicos piensan que existen corteza, núcleo y manto, como en el caso de la Tierra. Sin embargo, hay una diferencia fundamental en el comportamiento de estas capas.

Al no haber astenosfera ni, por lo tanto, movimientos tectónicos, se piensa que no hay tanta diferencia de temperatura entre el núcleo y el manto como en el caso de la Tierra, pues el manto de Venus está más caliente que el nuestro. Esto podría ser una explicación de por qué el campo magnético de Venus es tan pequeño: sin convección en el núcleo no es posible que la dinamo exista para producir un campo magnético apreciable.

Imagen artística de Venus Express sobre el planeta. Crédito: ESA.

Aún nos falta mucho por descubrir de Venus, por muy cerca que esté. Actualmente estamos estudiando la información enviada por la sonda europea Venus Express, que está estudiando la dinámica atmosférica del planeta con bastante detalle. Por ejemplo, sabemos ahora que hay grandes vórtices permanentes en los dos polos de Venus, y el del Polo Sur es doble. Ya sabíamos que en las capas altas de la atmósfera hay vientos muy fuertes, pero ahora sabemos mejor cómo se redistribuye la energía térmica por el planeta.

Visión artística del doble vórtice sobre el Polo Sur de Venus. Versión a 1181×945 px. Crédito: ESA.

Aunque la Venus Express aún va a seguir enviando datos hasta Mayo de 2009, ya nos ha permitido conocer bastante mejor la atmósfera del planeta, aunque también ha provocado que nos planteemos más preguntas. Sabemos ahora que, efectivamente, hay tormentas eléctricas bastante tremendas en Venus, con rayos más frecuentes que en la Tierra. También sabemos que hay una cantidad relativamente grande de óxidos de azufre en el aire: pero se pensaba que los volcanes de Venus estaban actualmente inactivos, y estos óxidos de azufre reaccionan con las rocas del planeta y desaparecen poco a poco. ¿De dónde viene todo ese óxido de azufre? ¿Hay más actividad volcánica ahora mismo de la que se pensaba, o existen procesos atmosféricos que no conocemos que siguen produciendo esos compuestos?

De hecho, ahora mismo la sonda está tratando de detectar volcanes activos. Esto no es fácil, cuando estás tratando de mirar a través de 100 km de atmósfera nubosa y opaca: lo que la Venus Express está haciendo es, por un lado, tratar de descubrir zonas de gran concentración de estos compuestos (que podrían indicar la emisión de gas por la chimenea del volcán), y por otro lado medir la emisión infrarroja desde el suelo para detectar “puntos calientes” directamente — el volcán en acción. Hasta ahora no ha encontrado ni una cosa ni la otra, y algunos científicos son bastante escépticos sobre la posible existencia de volcanes activos.

Afortunadamente aún quedan muchos datos por recibir, más aún por pensar, y además hay más misiones planeadas a Venus. La agencia espacial japonesa (JAXA) planea lanzar su PLANET-C, que estudiará con más detalle el clima venusiano, en 2010. Aunque la europea BepiColombo se dirigirá a Mercurio, pasará junto a Venus y esperamos que nos mande algunos datos jugosos.

Eso sí, la que más entusiasmado me tiene, porque es como volver a la época de las Venera pero mejor aún, es la estadounidense VISE (Venus In-Situ Explorer). Aunque no está confirmado aún que se realice esta misión –algo que sucedería en 2013–, el plan es volver a la superficie del Infierno y tomar muestras de rocas, con una sonda más resistente que las Venera de modo que pueda durar más que unas pocas horas en el suelo. ¡Esperemos que la misión se lleve a cabo!

Desde luego, no tenemos por qué quedarnos ahí: como dije en la presentación de la serie, parte de su propósito es elucubrar sobre las posibilidades de exploración y colonización de cada planeta. Venus es un caso especial: por una parte, en muchas cosas es muy parecido a la Tierra, más que ningún otro planeta. Por otra parte, es un lugar tan absoluta y horriblemente hostil que es, en muchos aspectos, como plantearse colonizar el infierno de El Paraíso Perdido. Sobre todo esto (las razones por las que hacerlo, las posibilidades de colonización y sus consecuencias, etc.) hablaremos en la tercera parte del artículo en unos pocos días. ¿Cómo colonizar el Infierno?

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Fuente: El Tamiz