La atmósfera de Venus está compuesta principalmente de dióxido de carbono supercrítico y es mucho más densa y caliente que la de la Tierra . La temperatura en la superficie es de 740 K (467 °C, 872 °F) y la presión es de 93 bar (1350 psi), aproximadamente la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) bajo el agua en la Tierra. La atmósfera de Venus sostiene nubes opacas de ácido sulfúrico , lo que hace imposible la observación óptica de la superficie desde la Tierra y en órbita. La información sobre la topografía se ha obtenido exclusivamente mediante imágenes de radar . Además del dióxido de carbono, el otro componente principal es el nitrógeno . Otros compuestos químicos están presentes sólo en pequeñas cantidades. [1]
Aparte de las capas más superficiales, la atmósfera se encuentra en un estado de circulación vigorosa. [3] La capa superior de la troposfera exhibe un fenómeno de superrotación , en el que la atmósfera gira alrededor del planeta en sólo cuatro días terrestres, mucho más rápido que el día sidéreo del planeta de 243 días. Los vientos que apoyan la superrotación soplan a una velocidad de 100 m/s (≈360 km/h o 220 mph) [3] o más. Los vientos se mueven a una velocidad de hasta 60 veces la velocidad de rotación del planeta, mientras que los vientos más rápidos de la Tierra tienen solo entre un 10% y un 20% de velocidad de rotación. [4] Por otro lado, la velocidad del viento se vuelve cada vez más lenta a medida que disminuye la elevación desde la superficie, y la brisa apenas alcanza la velocidad de 2,8 m/s (≈10 km/h o 6,2 mph) en la superficie. [5] Cerca de los polos se encuentran estructuras anticiclónicas llamadas vórtices polares . Cada vórtice tiene dos ojos y muestra un patrón de nubes característico en forma de S. [6] Arriba hay una capa intermedia de mesosfera que separa la troposfera de la termosfera . [3] [2] La termosfera también se caracteriza por una fuerte circulación, pero de naturaleza muy diferente: los gases calentados y parcialmente ionizados por la luz solar en el hemisferio iluminado por el sol migran al hemisferio oscuro donde se recombinan y descienden . [2]
A diferencia de la Tierra, Venus carece de campo magnético. Su ionosfera separa la atmósfera del espacio exterior y del viento solar . Esta capa ionizada excluye el campo magnético solar , dando a Venus un entorno magnético distinto. Esta se considera la magnetosfera inducida de Venus . Los gases más ligeros, incluido el vapor de agua, son continuamente arrastrados por el viento solar a través de la cola magnética inducida . [3] Se especula que la atmósfera de Venus hasta hace unos 4 mil millones de años se parecía más a la de la Tierra con agua líquida en la superficie. Un efecto invernadero desbocado puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el posterior aumento de los niveles de otros gases de efecto invernadero . [7] [8]
A pesar de las duras condiciones en la superficie, la presión atmosférica y la temperatura a unos 50 a 65 km sobre la superficie del planeta son casi las mismas que las de la Tierra, lo que hace que su atmósfera superior sea la zona más parecida a la Tierra del Sistema Solar. , incluso más que la superficie de Marte . Debido a la similitud en presión y temperatura y al hecho de que el aire respirable (21% oxígeno , 78% nitrógeno ) es un gas elevador en Venus de la misma manera que el helio es un gas elevador en la Tierra, la atmósfera superior se ha propuesto como un Ubicación tanto para la exploración como para la colonización . [9]
Christiaan Huygens fue el primero en plantear la hipótesis de la existencia de una atmósfera en Venus. En el Libro II de Cosmotheoros, publicado en 1698, escribe: [10]
A menudo me he preguntado que cuando observaba a Venus en su punto más cercano a la Tierra, cuando parecía una media luna, empezando a tener algo parecido a cuernos, a través de un telescopio de 45 o 60 pies de largo, siempre me parecía todo igualmente lúcido, que no puedo decir que observé ni una sola mancha en ella, aunque en Júpiter y Marte, que a nosotros nos parecen mucho menos, se perciben muy claramente. Porque si Venus tuviera algo así como Mar y Tierra, el primero necesariamente debe mostrarse mucho más oscuro que el otro, como cualquiera puede estar seguro de que desde una Montaña muy alta sólo mirará hacia abajo a nuestra Tierra. Pensé que tal vez la luz demasiado intensa de Venus podría ser la ocasión de esta igual aparición; pero cuando usé un Anteojo ahumado para ese propósito, siguió siendo lo mismo. ¿Entonces Venus no tiene Mar, o sus Aguas reflejan la Luz más que las nuestras, o su Tierra menos? o más bien (lo que es más probable en mi opinión) no es toda esa Luz que vemos reflejada en una Atmósfera que rodea a Venus, que siendo más espesa y sólida que la de Marte o Júpiter, impide que veamos cualquier cosa del Globo mismo, y ¿Es al mismo tiempo capaz de devolver los rayos que recibe del Sol?
Mikhail Lomonosov proporcionó pruebas decisivas de la atmósfera de Venus , basándose en su observación del tránsito de Venus en 1761 en un pequeño observatorio cerca de su casa en San Petersburgo , Rusia . [11]
La atmósfera de Venus está compuesta por un 96,5% de dióxido de carbono , un 3,5% de nitrógeno y trazas de otros gases, entre los que destaca dióxido de azufre . [12] 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, su contenido total de nitrógeno es aproximadamente cuatro veces mayor que el de la Tierra, aunque en la Tierra El nitrógeno constituye aproximadamente el 78% de la atmósfera. [1] [13]
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 . [2] [3] 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, [14] y el resto quedó en su mayor parte ligado al vapor de agua y al ácido sulfúrico (H 2 SO 4 ). La pérdida de cantidades significativas de hidrógeno queda demostrada por una relación D –H muy alta medida en la atmósfera de Venus. [3] La relación es de aproximadamente 0,015 a 0,025, que es de 100 a 150 veces mayor que el valor terrestre de 1,6 × 10 −4 . [2] [15] Según algunas mediciones, en la atmósfera superior de Venus la relación D/H es 1,5 mayor que en la atmósfera general. [2]
En 2020, hubo un debate considerable sobre si la fosfina (PH 3 ) podría estar presente en pequeñas cantidades en la atmósfera de Venus. Esto sería digno de mención ya que la fosfina es un biomarcador potencial que indica la presencia de vida. Esto fue provocado por un anuncio en septiembre de 2020 de que este compuesto se había detectado en pequeñas cantidades. Ninguna fuente abiótica conocida presente en Venus podría producir fosfina en las cantidades detectadas. [18] [19] En la revisión, se descubrió un error de interpolación que resultó en múltiples líneas espectroscópicas espurias, incluida la característica espectral de la fosfina. El nuevo análisis de los datos con el algoritmo fijo no da como resultado la detección de fosfina [20] [21] o la detecta con una concentración mucho menor de 1 ppb. [22]
El anuncio promovió un nuevo análisis de los datos de Pioneer Venus que encontraron que parte del cloro y todas las características espectrales del sulfuro de hidrógeno están relacionadas con la fosfina , lo que significa una concentración de cloro menor de lo pensado y la no detección de sulfuro de hidrógeno . [23] Otro nuevo análisis de mediciones espectrales infrarrojas archivadas realizado por la Instalación del Telescopio Infrarrojo de la NASA en 2015 no reveló ninguna fosfina en la atmósfera de Venus, lo que colocó un límite superior para la concentración de fosfina en 5 ppb, una cuarta parte del valor espectroscópico informado en septiembre. . [24]
En 2022, no se anunció ninguna detección de fosfina con una concentración límite superior de 0,8 ppb para altitudes de Venus de 75 a 110 km. [25]
El amoníaco en la atmósfera de Venus fue detectado tentativamente por dos sondas atmosféricas: Venera 8 y Pioneer Venus Multiprobe , aunque la detección fue rechazada en ese momento debido al comportamiento mal caracterizado de los sensores en el ambiente venusiano y al amoníaco que se cree que es químicamente inestable en la atmósfera fuertemente oxidante. de Venus. [26]
La atmósfera se divide en varias secciones según la altitud. La parte más densa de la atmósfera, la troposfera , comienza en la superficie y se extiende hasta 65 km. Los vientos son lentos cerca de la superficie, [1] pero en la parte superior de la troposfera la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra y las nubes alcanzan una velocidad de 100 m/s (360 km/h). [3] [27]
La presión atmosférica en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces mayor que la de la Tierra, similar a la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) debajo de la superficie del océano. La atmósfera tiene una masa de 4,8 × 10.20 kg, aproximadamente 93 veces la masa de la atmósfera total de la Tierra. [28] La densidad del aire en la superficie es de 65 kg/m 3 , [28] que es el 6,5% de la del agua líquida en la Tierra. [29] La presión encontrada en la superficie de Venus es lo suficientemente alta como para que el dióxido de carbono técnicamente ya no sea un gas, sino un fluido supercrítico . Este dióxido de carbono supercrítico forma una especie de mar, con una densidad de agua del 6,5%, [29] que cubre toda la superficie de Venus. Este mar de dióxido de carbono supercrítico transfiere calor de manera muy eficiente, amortiguando los cambios de temperatura entre la noche y el día (que duran 56 días terrestres). [30] Particularmente, las posibles presiones atmosféricas más altas en el pasado de Venus podrían haber creado una capa aún más fluida de dióxido de carbono supercrítico que da forma al paisaje de Venus; En conjunto, no está claro cómo se comporta y cómo se configura el entorno supercrítico. [31]
La gran cantidad de CO 2 en la atmósfera junto con el vapor de agua y el dióxido de azufre crean un fuerte efecto invernadero , atrapando la energía solar y elevando la temperatura de la superficie a alrededor de 740 K (467 °C), [13] más caliente que cualquier otro planeta del mundo. Sistema Solar , incluso el de Mercurio a pesar de estar situado más alejado del Sol y recibir sólo el 25% de la energía solar (por unidad de superficie) que recibe Mercurio. [ cita necesaria ] La temperatura promedio en la superficie está por encima de los puntos de fusión del plomo (600 K, 327 ° C), estaño (505 K, 232 ° C) y zinc (693 K, 420 ° C). La gruesa troposfera también hace que la diferencia de temperatura entre el lado diurno y el nocturno sea pequeña, aunque la lenta rotación retrógrada del planeta hace que un solo día solar dure 116,5 días terrestres. La superficie de Venus pasa 58,3 días en oscuridad antes de que el sol vuelva a salir detrás de las nubes. [1]
La troposfera de Venus contiene el 99% de la atmósfera en masa. El 90% de la atmósfera de Venus se encuentra a 28 km (17,5 millas) de la superficie; en comparación, el 90% de la atmósfera de la Tierra se encuentra a 16 km (10 millas) de la superficie. A una altura de 50 km (31 millas), la presión atmosférica es aproximadamente igual a la de la superficie de la Tierra. [33] En el lado nocturno de Venus todavía se pueden encontrar nubes a 80 km (50 millas) sobre la superficie. [34]
La altitud de la troposfera más similar a la de la Tierra está cerca de la tropopausa, el límite entre la troposfera y la mesosfera. Se encuentra ligeramente por encima de los 50 km. [27] Según mediciones de las sondas Magellan y Venus Express , la altitud de 52,5 a 54 km tiene una temperatura entre 293 K (20 °C) y 310 K (37 °C), y la altitud a 49,5 km sobre la superficie es donde la presión llega a ser la misma que la de la Tierra al nivel del mar. [27] [35] Como los barcos tripulados enviados a Venus podrían compensar las diferencias de temperatura hasta cierto punto, entre 50 y 54 km aproximadamente sobre la superficie sería la altitud más fácil para basar una exploración o colonia, donde la temperatura estaría en el rango crucial de "agua líquida" de 273 K (0 °C) a 323 K (50 °C) y la presión del aire sería la misma que la de las regiones habitables de la Tierra. [9] [36] Como el CO 2 es más pesado que el aire, el aire de la colonia (nitrógeno y oxígeno) podría mantener la estructura flotando a esa altitud como un dirigible .
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La circulación en la troposfera de Venus sigue el llamado flujo ciclostrófico . [3] La velocidad del viento está determinada aproximadamente por el equilibrio del gradiente de presión y las fuerzas centrífugas en un flujo casi puramente zonal . Por el contrario, la circulación en la atmósfera terrestre se rige por el equilibrio geostrófico . [3] La velocidad del viento de Venus sólo se puede medir directamente en la troposfera superior (tropopausa), entre 60 y 70 km de altitud, que corresponde a la capa superior de nubes. [37] El movimiento de las nubes generalmente se observa en la parte ultravioleta del espectro , donde el contraste entre las nubes es mayor. [37] Las velocidades lineales del viento en este nivel son de aproximadamente 100 ± 10 m/s a menos de 50° de latitud. Son retrógrados en el sentido de que soplan en la dirección de la rotación retrógrada del planeta. [37] Los vientos disminuyen rápidamente hacia las latitudes más altas, llegando finalmente a cero en los polos. Estos fuertes vientos desde las cimas de las nubes provocan un fenómeno conocido como superrotación de la atmósfera. [3] En otras palabras, estos vientos de alta velocidad rodean todo el planeta más rápido de lo que gira el planeta mismo. [36] La superrotación en Venus es diferencial, lo que significa que la troposfera ecuatorial supergira más lentamente que la troposfera en las latitudes medias. [37] Los vientos también tienen un fuerte gradiente vertical. Disminuyen en lo profundo de la troposfera a un ritmo de 3 m/s por km. [3] Los vientos cerca de la superficie de Venus son mucho más lentos que los de la Tierra. En realidad, se mueven a sólo unos pocos kilómetros por hora (generalmente menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1,0 m/s), pero debido a la alta densidad de la atmósfera en la superficie, esto todavía es suficiente para transportar polvo y pequeñas piedras a través de la superficie, muy parecido a una corriente de agua que se mueve lentamente. [1] [38]
Todos los vientos en Venus son impulsados en última instancia por convección . [3] El aire caliente se eleva en la zona ecuatorial, donde se concentra el calor solar y fluye hacia los polos. Un vuelco de la troposfera de este tipo, que abarca casi todo el planeta, se denomina circulación de Hadley . [3] Sin embargo, los movimientos del aire meridional son mucho más lentos que los vientos zonales. El límite hacia los polos de la célula de Hadley planetaria en Venus está cerca de latitudes de ±60°. [3] Aquí el aire comienza a descender y regresa al ecuador debajo de las nubes. Esta interpretación se ve respaldada por la distribución del monóxido de carbono , que también se concentra en las proximidades de las latitudes ±60°. [3] Hacia el polo de la célula de Hadley se observa un patrón de circulación diferente. En el rango de latitud 60°-70° existen collares polares fríos. [3] [6] Se caracterizan por temperaturas entre 30 y 40 K más bajas que en la troposfera superior en latitudes cercanas. [6] La temperatura más baja probablemente se debe al afloramiento del aire en ellos y al enfriamiento adiabático resultante . [6] Esta interpretación está respaldada por las nubes más densas y altas en los collares. Las nubes se encuentran a una altitud de 70 a 72 km en los collares, unos 5 km más altas que en los polos y las latitudes bajas. [3] Puede existir una conexión entre los collares fríos y los chorros de alta velocidad de latitudes medias en los que los vientos soplan a una velocidad de hasta 140 m/s. Estos chorros son una consecuencia natural de la circulación de tipo Hadley y deberían existir en Venus entre los 55 y 60° de latitud. [37]
Dentro de los fríos collares polares se encuentran estructuras extrañas conocidas como vórtices polares . [3] Son tormentas gigantes parecidas a huracanes , cuatro veces más grandes que sus contrapartes terrestres. Cada vórtice tiene dos "ojos", los centros de rotación, que están conectados por distintas estructuras de nubes en forma de S. Estas estructuras de doble ojo también se denominan dipolos polares . [6] Los vórtices giran durante aproximadamente 3 días en la dirección de la superrotación general de la atmósfera. [6] Las velocidades lineales del viento son de 35 a 50 m/s cerca de sus bordes exteriores y cero en los polos. [6] La temperatura en las cimas de las nubes en cada vórtice polar es mucho más alta que en los collares polares cercanos, alcanzando los 250 K (-23 °C). [6] La interpretación convencional de los vórtices polares es que son anticiclones con descendentes en el centro y ascendentes en los fríos collares polares. [6] Este tipo de circulación se asemeja a un vórtice anticiclónico polar invernal en la Tierra, especialmente el que se encuentra sobre la Antártida . Las observaciones en las distintas ventanas atmosféricas infrarrojas indican que la circulación anticiclónica observada cerca de los polos penetra hasta los 50 km de altitud, es decir, hasta la base de las nubes. [6] La troposfera superior y la mesosfera polares son extremadamente dinámicas; grandes nubes brillantes pueden aparecer y desaparecer en el transcurso de unas pocas horas. Uno de esos eventos fue observado por Venus Express entre el 9 y el 13 de enero de 2007, cuando la región del polo sur se volvió más brillante en un 30%. [37] Este evento probablemente fue causado por una inyección de dióxido de azufre en la mesosfera, que luego se condensó, formando una neblina brillante. [37] Los dos ojos en los vórtices aún no se han explicado. [39]
El primer vórtice de Venus fue descubierto en el polo norte por la misión Pioneer Venus en 1978. [40] En el verano de 2006, Venus Express descubrió el segundo gran vórtice de "doble ojo" en el polo sur de Venus. , que no fue ninguna sorpresa. [39]
Las imágenes del orbitador Akatsuki revelaron algo similar a los vientos en chorro en la región de nubes bajas y medias, que se extiende de 45 a 60 km de altitud. La velocidad del viento se maximiza cerca del ecuador. En septiembre de 2017, los científicos de la JAXA denominaron a este fenómeno "chorro ecuatorial venusiano". [41]
La mesosfera de Venus se extiende desde 65 km a 120 km de altura, y la termosfera comienza aproximadamente a 120 km, alcanzando finalmente el límite superior de la atmósfera (exosfera) a aproximadamente 220 a 350 km. [27] La exosfera comienza cuando la atmósfera se vuelve tan delgada que el número promedio de colisiones por molécula de aire es inferior a uno.
La mesosfera de Venus se puede dividir en dos capas: la inferior entre 62 y 73 km [42] y la superior entre 73 y 95 km. [27] En la primera capa la temperatura es casi constante a 230 K (-43 °C). Esta capa coincide con la capa superior de nubes. En la segunda capa, la temperatura comienza a disminuir nuevamente, alcanzando alrededor de 165 K (-108 °C) a una altitud de 95 km, donde comienza la mesopausa . [27] Es la parte más fría de la atmósfera diurna de Venus. [2] En la mesopausia diurna, que sirve como límite entre la mesosfera y la termosfera y se encuentra entre 95 y 120 km, la temperatura aumenta a un valor constante, alrededor de 300 a 400 K (27 a 127 °C), que prevalece en el termosfera. [2] Por el contrario, la termosfera venusina del lado nocturno es el lugar más frío de Venus con temperaturas tan bajas como 100 K (-173 °C). Incluso se le llama criósfera. [2]
Los patrones de circulación en la mesosfera superior y la termosfera de Venus son completamente diferentes a los de la atmósfera inferior. [2] En altitudes de 90 a 150 km, el aire de Venus se mueve desde el lado diurno al lado nocturno del planeta, con afloramientos sobre el hemisferio iluminado por el sol y descendentes sobre el hemisferio oscuro. La caída sobre el lado nocturno provoca un calentamiento adiabático del aire, que forma una capa cálida en la mesosfera del lado nocturno en altitudes de 90 a 120 km. [3] [2] La temperatura de esta capa, 230 K (-43 °C), es mucho más alta que la temperatura típica que se encuentra en la termosfera del lado nocturno: 100 K (-173 °C). [2] El aire que circula desde el lado diurno también transporta átomos de oxígeno, que después de la recombinación forman moléculas excitadas de oxígeno en el estado singlete de larga duración ( 1 Δ g ), que luego se relajan y emiten radiación infrarroja con una longitud de onda de 1,27 μm. Esta radiación procedente del rango de altitud de 90 a 100 km se observa a menudo desde la Tierra y desde naves espaciales. [43] La mesosfera superior y la termosfera del lado nocturno de Venus también son la fuente de emisiones de equilibrio termodinámico no local de moléculas de CO 2 y óxido nítrico , que son responsables de la baja temperatura de la termosfera del lado nocturno. [43]
La sonda Venus Express ha demostrado mediante ocultaciones estelares que la neblina atmosférica se extiende mucho más arriba en el lado nocturno que en el lado diurno. En el lado diurno, la capa de nubes tiene un espesor de 20 km y se extiende hasta unos 65 km, mientras que en el lado nocturno la capa de nubes en forma de una espesa neblina alcanza hasta 90 km de altitud, hasta bien entrada la mesosfera, continuando incluso más allá de 105 km como una neblina más transparente. [34] En 2011, la nave espacial descubrió que Venus tiene una fina capa de ozono a una altitud de 100 km. [44]
Venus tiene una ionosfera extendida ubicada a altitudes de 120 a 300 km. [27] La ionosfera casi coincide con la termosfera. Los altos niveles de ionización se mantienen sólo durante el lado diurno del planeta. En el lado nocturno la concentración de electrones es casi nula. [27] La ionosfera de Venus consta de tres capas: v1 entre 120 y 130 km, v2 entre 140 y 160 km y v3 entre 200 y 250 km. [27] Puede haber una capa adicional cerca de 180 km. La densidad de volumen de electrones máxima (número de electrones en una unidad de volumen) de 3 × 10Se alcanzan 11 m −3 en la capa v2 cerca del punto subsolar . [27] El límite superior de la ionosfera (la ionopausia) se encuentra a altitudes de 220 a 375 km y separa el plasma del origen planetario del de la magnetosfera inducida . [45] [46] La principal especie iónica en las capas v1 y v2 es el ion O 2 + , mientras que la capa v3 consta de iones O + . [27] Se observa que el plasma ionosférico está en movimiento; La fotoionización solar en el lado diurno y la recombinación de iones en el lado nocturno son los procesos principales responsables de acelerar el plasma a las velocidades observadas. El flujo de plasma parece ser suficiente para mantener la ionosfera del lado nocturno en o cerca del nivel medio observado de densidades de iones. [47]
Se sabe que Venus no tiene campo magnético . [45] [46] El motivo de su ausencia no está del todo claro, pero puede estar relacionado con una intensidad reducida de convección en el manto venusiano . Venus sólo tiene una magnetosfera inducida formada por el campo magnético del Sol transportado por el viento solar . [45] Este proceso puede entenderse como las líneas de campo que rodean un obstáculo: Venus en este caso. La magnetosfera inducida de Venus tiene un arco de choque , una magnetosfera , una magnetopausa y una magnetocola con la lámina actual . [45] [46]
En el punto subsolar, el arco 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 se midió en 2007 cerca del mínimo de actividad solar. [46] Cerca del máximo de actividad solar puede estar varias veces más lejos del planeta. [45] La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km. [46] El límite superior de la ionosfera (ionopausia) está cerca de 250 km. Entre la magnetopausa y la ionopausia existe una barrera magnética, una mejora local del campo magnético, que impide que el plasma solar penetre más profundamente en la atmósfera de Venus, al menos cerca del mínimo de actividad solar . El campo magnético en la barrera alcanza hasta 40 nT . [46] La cola magnética continúa hasta diez radios del planeta. Es la parte más activa de la magnetosfera venusina. Hay eventos de reconexión y aceleración de partículas en la cola. Las energías de los electrones y los iones en la cola magnética rondan los 100 y 1000 eV respectivamente. [48]
Debido a la falta del campo magnético intrínseco en Venus, el viento solar penetra relativamente profundamente en la exosfera planetaria y provoca una pérdida sustancial de atmósfera. [49] La pérdida se produce principalmente a través de la cola magnética. Actualmente los principales tipos de iones que se están perdiendo son O + , H + y He + . La proporción de pérdidas de hidrógeno a oxígeno es de alrededor de 2 (es decir, casi estequiométrica para el agua), lo que indica una pérdida continua de agua. [48]
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Las nubes de Venus son espesas y están compuestas principalmente (75-96%) por gotas de ácido sulfúrico. [50] Estas nubes oscurecen la superficie de Venus a partir de imágenes ópticas y reflejan aproximadamente el 75% [51] de la luz solar que cae sobre ellas. [1] El albedo geométrico , una medida común de reflectividad, es el más alto de cualquier planeta del Sistema Solar . Esta alta reflectividad potencialmente permite que cualquier sonda que explore las cimas de las nubes tenga suficiente energía solar para poder instalar células solares en cualquier lugar de la nave. [52] La densidad de las nubes es muy variable, con la capa más densa a unos 48,5 km, alcanzando 0,1 g/m 3 , similar a la gama inferior de nubes de tormenta cumulonimbus en la Tierra. [53]
La capa de nubes es tal que refleja más del 60% de la luz solar que recibe Venus, dejando la superficie con niveles de luz típicos de 14.000 lux , comparables a los de la Tierra "durante el día con nubes cubiertas". [54] La visibilidad equivalente es de unos tres kilómetros, pero esto probablemente variará según las condiciones del viento. Es concebible que los paneles solares instalados en una sonda de superficie puedan recolectar poca o ninguna energía solar. De hecho, debido a la espesa capa de nubes altamente reflectante, la energía solar total que recibe la superficie del planeta es menor que la de la Tierra, a pesar de su proximidad al Sol.
El ácido sulfúrico se produce en la atmósfera superior por la acción fotoquímica del Sol sobre el dióxido de carbono , el dióxido de azufre y el vapor de agua. [55] Los fotones ultravioleta de longitudes de onda inferiores a 169 nm pueden fotodisociar el dióxido de carbono en monóxido de carbono y oxígeno monoatómico . El oxígeno monoatómico es muy reactivo; cuando reacciona con dióxido de azufre, un componente traza de la atmósfera de Venus, el resultado es trióxido de azufre , que puede combinarse con vapor de agua, otro componente traza de la atmósfera de Venus, para producir ácido sulfúrico. [56]
La humedad a nivel de superficie es inferior al 0,1%. [57] La lluvia de ácido sulfúrico de Venus nunca llega al suelo, sino que el calor la evapora antes de llegar a la superficie en un fenómeno conocido como virga . [58] Se teoriza que la actividad volcánica temprana liberó azufre a la atmósfera y las altas temperaturas impidieron que quedara atrapado en compuestos sólidos en la superficie como lo fue en la Tierra. [59] Además del ácido sulfúrico, las gotas de las nubes pueden contener una amplia gama de sales de sulfato, lo que eleva el pH de la gota a 1,0 en uno de los escenarios que explican las mediciones de dióxido de azufre . [60]
En 2009, un astrónomo aficionado observó un punto brillante prominente en la atmósfera y lo fotografió Venus Express . Su causa se desconoce actualmente, avanzándose el vulcanismo superficial como posible explicación. [61]
Las nubes de Venus pueden ser capaces de producir rayos , [62] pero el debate continúa, y también se están discutiendo los rayos volcánicos y los duendes. [63] [64] Los orbitadores soviéticos Venera 9 y 10 obtuvieron evidencia óptica y electromagnética ambigua de rayos. [65] [66] Ha habido intentos de observar relámpagos desde los módulos de aterrizaje Venera 11, 12, 13 y 14, sin embargo, no se registró actividad de relámpagos, [67] pero se detectaron ondas de muy baja frecuencia (VLF) durante el descenso. [68] El Venus Express de la Agencia Espacial Europea detectó en 2007 ondas de silbato que podrían atribuirse a rayos. [69] [70] Su aparición intermitente indica un patrón asociado con la actividad climática. Según las observaciones de Whistler, la frecuencia de los rayos es al menos la mitad de la de la Tierra [62] y posiblemente sea similar, [68] pero esto es incompatible con los datos de la nave espacial JAXA Akatsuki que indican una frecuencia de destellos muy baja. [71]
El Pioneer Venus Orbiter (PVO) estaba equipado con un detector de campo eléctrico específicamente para detectar rayos. Hubo otras misiones que estaban equipadas con instrumentos para buscar rayos, incluida la Venera 9 que tenía el espectrómetro visible; Pioneer que tenía el sensor de estrellas; y VEGA que tenía un fotómetro. [67]
El mecanismo que genera los rayos en Venus, si está presente, sigue siendo desconocido. Si bien las gotas de la nube de ácido sulfúrico pueden cargarse, la atmósfera puede ser demasiado conductora de electricidad para que la carga se mantenga, lo que evita los rayos. [72]
Los rayos podrían contribuir potencialmente a la química atmosférica, a través del calentamiento que podría romper moléculas que contienen carbono, oxígeno, azufre, nitrógeno e hidrógeno (dióxido de carbono, gas nitrógeno, ácido sulfúrico y agua), que se recombinarán para formar nuevas moléculas ( "óxidos de carbono", "subóxidos", "óxidos de azufre", "oxígeno", "azufre elemental", "óxidos de nitrógeno", "aglomeraciones de ácido sulfúrico", "polióxidos de azufre", "hollín de carbono", etc.). [68] Los rayos podrían contribuir a la producción de monóxido de carbono y gas oxígeno al convertir azufre y dióxido de azufre en ácido sulfúrico, y agua y dióxido de azufre en azufre para sostener las nubes. Independientemente de la frecuencia de los rayos en Venus, es importante estudiarlos, ya que pueden representar un peligro potencial para las naves espaciales. [67]
A lo largo de la década de 1980, se pensó que la causa del resplandor nocturno (" luz cenicienta ") en Venus eran los rayos [73] [67]; sin embargo, existe la posibilidad de que los rayos de Venus fueran demasiado débiles para causarlo. [67]
Debido a las duras condiciones de la superficie, poco del planeta ha sido explorado; Además del hecho de que la vida tal como se entiende actualmente puede no ser necesariamente la misma en otras partes del universo, aún no se ha demostrado el alcance de la tenacidad de la vida en la Tierra . En la Tierra existen criaturas conocidas como extremófilos que prefieren hábitats extremos. Los termófilos y los hipertermófilos prosperan a temperaturas que superan el punto de ebullición del agua, los acidófilos prosperan a un nivel de pH de 3 o menos, los poliextremófilos pueden sobrevivir a una variedad de condiciones extremas y existen muchos otros tipos de extremófilos en la Tierra. [74]
La temperatura de la superficie de Venus (más de 450 °C) está mucho más allá del rango extremófilo, que se extiende sólo decenas de grados más allá de los 100 °C. Sin embargo, la temperatura más baja de las cimas de las nubes significa que es posible que exista vida allí, de la misma manera que se han encontrado bacterias viviendo y reproduciéndose en las nubes de la Tierra. [75] Sin embargo, cualquier bacteria de este tipo que viva en las cimas de las nubes tendría que ser hiperacidófila, debido al ambiente concentrado de ácido sulfúrico. Los compuestos de azufre del aire podrían proteger a los microbios de la atmósfera espesa y turbia de la radiación solar. [74]
Se ha descubierto que la atmósfera de Venus está lo suficientemente desequilibrada como para requerir más investigación. [74] El análisis de los datos de las misiones Venera, Pioneer y Magellan ha encontrado sulfuro de hidrógeno (luego discutido [23] ) y dióxido de azufre (SO 2 ) juntos en la atmósfera superior, así como sulfuro de carbonilo (OCS). Los dos primeros gases reaccionan entre sí, lo que implica que algo debe producirlos. El sulfuro de carbonilo es difícil de producir de forma inorgánica, pero está presente en la atmósfera de Venus. [75] Sin embargo, el vulcanismo del planeta podría explicar la presencia de sulfuro de carbonilo. [75] Además, una de las primeras sondas Venera detectó grandes cantidades de cloro tóxico justo debajo de la cubierta de nubes de Venus. [76]
Se ha propuesto que los microbios en este nivel podrían estar absorbiendo la luz ultravioleta del Sol como fuente de energía, lo que podría ser una posible explicación para el "absorbedor de UV desconocido" que se ve como manchas oscuras en las imágenes ultravioleta del planeta. [77] [78] La existencia de este "absorbedor de UV desconocido" llevó a Carl Sagan a publicar un artículo en 1963 proponiendo la hipótesis de microorganismos en la atmósfera superior como el agente que absorbe la luz UV. [79] En 2012, la abundancia y distribución vertical de estos absorbentes ultravioleta desconocidos en la atmósfera de Venus se investigaron a partir del análisis de imágenes de la Cámara de Monitoreo de Venus, [80] pero su composición aún se desconoce. [74] En 2016, el dióxido de disulfuro fue identificado como un posible candidato para causar la absorción ultravioleta hasta ahora desconocida de la atmósfera venusina. [81] Las manchas oscuras de "absorbedores de rayos ultravioleta desconocidos" son lo suficientemente prominentes como para influir en el clima en Venus. [82] En 2021, se sugirió que el color del "absorbente de UV desconocido" coincidía con el del "aceite rojo", una sustancia conocida que comprende una mezcla de compuestos de carbono orgánico disueltos en ácido sulfúrico concentrado. [83]
En septiembre de 2020, estudios de investigación dirigidos por la Universidad de Cardiff utilizando los radiotelescopios James Clerk Maxwell y ALMA observaron la detección de fosfina en la atmósfera de Venus que no estaba relacionada con ningún método abiótico conocido de producción presente o posible en las condiciones de Venus. Es extremadamente difícil de hacer, y la química en las nubes de Venus debería destruir las moléculas antes de que puedan acumularse en las cantidades observadas. La fosfina se detectó a alturas de al menos 48 km 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 digital de fosfina descrita en el estudio podría ser, en teoría, una señal falsa introducida por los telescopios o por el procesamiento de datos. [84] [85] [86] [87] Posteriormente se sugirió que la detección era un falso positivo [21] o una señal verdadera con una amplitud muy sobreestimada, compatible con una concentración de fosfina de 1 ppb. [22] El nuevo análisis del conjunto de datos de ALMA en abril de 2021 recuperó la señal de fosfina de 20 ppb, con una relación señal-ruido de 5,4, [22] y en agosto de 2021 se confirmó que la contaminación sospechada por dióxido de azufre solo estaba contribuyendo 10% a la señal tentativa en la banda de la línea espectral de fosfina. [88]
A través de estudios de la estructura actual de las nubes y la geología de la superficie, combinados con el hecho de que la luminosidad del Sol ha aumentado un 25% desde hace unos 3.800 millones de años, [89] se cree que el entorno primitivo de Venus se parecía más a la de la Tierra con agua líquida en la superficie. En algún momento de la evolución de Venus, se produjo un efecto invernadero descontrolado , que dio lugar a la actual atmósfera dominada por el efecto invernadero. Se desconoce el momento de esta transición para alejarse de la Tierra, pero se estima que ocurrió hace unos 4 mil millones de años. El descontrolado efecto invernadero puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el consiguiente aumento de los niveles de gases de efecto invernadero . Por lo tanto, la atmósfera de Venus ha recibido mucha atención por parte de quienes estudian el cambio climático en la Tierra. [7] [90]
No hay formas geológicas en el planeta que sugieran la presencia de agua durante los últimos mil millones de años. Sin embargo, no hay razón para suponer que Venus fuera una excepción a los procesos que formaron la Tierra y le dieron su agua durante su historia temprana, posiblemente a partir de las rocas originales que formaron el planeta o más tarde a partir de los cometas . La opinión común entre los científicos investigadores es que el agua habría existido durante unos 600 millones de años en la superficie antes de evaporarse, aunque algunos como David Grinspoon creen que hasta 2 mil millones de años también podrían ser plausibles. [91] Esta escala de tiempo más larga para la persistencia de los océanos también está respaldada por simulaciones del Modelo de Circulación General que incorporan los efectos térmicos de las nubes en una hidrosfera venusina en evolución. [92]
La mayoría de los científicos creen que la Tierra primitiva durante el eón Hadeano tuvo una atmósfera similar a la de Venus, con aproximadamente 100 bar de CO 2 y una temperatura superficial de 230 °C, y posiblemente incluso nubes de ácido sulfúrico, hasta hace unos 4.000 millones de años. , momento en el que la tectónica de placas estaba en plena vigencia y, junto con los primeros océanos de agua, eliminaron el CO 2 y el azufre de la atmósfera. [93] Por lo tanto, lo más probable es que el Venus temprano hubiera tenido océanos de agua como la Tierra, pero cualquier tectónica de placas habría terminado cuando Venus perdió sus océanos. [ cita necesaria ] Se estima que su superficie tiene unos 500 millones de años, por lo que no se esperaría que mostrara evidencia de placas tectónicas. [94]
En 1761, el erudito ruso Mikhail Lomonosov observó un arco de luz que rodeaba la parte de Venus fuera del disco solar al comienzo de la fase de salida del tránsito y concluyó que Venus tiene atmósfera. [95] [96] En 1940, Rupert Wildt calculó que la cantidad de CO 2 en la atmósfera de Venus elevaría la temperatura de la superficie por encima del punto de ebullición del agua. [97] Esto se confirmó cuando el Mariner 2 realizó mediciones radiómetros de la temperatura en 1962. En 1967, Venera 4 confirmó que la atmósfera estaba compuesta principalmente de dióxido de carbono. [97]
La atmósfera superior de Venus se puede medir desde la Tierra cuando el planeta cruza el sol en un raro evento conocido como tránsito solar . El último tránsito solar de Venus ocurrió en 2012. Utilizando espectroscopía astronómica cuantitativa , los científicos pudieron analizar la luz solar que atravesaba la atmósfera del planeta para revelar las sustancias químicas que contiene. Dado que la técnica de análisis de la luz para obtener información sobre la atmósfera de un planeta no dio resultados por primera vez en 2001, [98] esta fue la primera oportunidad de obtener resultados concluyentes de esta manera sobre la atmósfera de Venus desde que comenzaron las observaciones de los tránsitos solares. Este tránsito solar fue una oportunidad única considerando la falta de información sobre la atmósfera entre 65 y 85 km. [99] El tránsito solar en 2004 permitió a los astrónomos recopilar una gran cantidad de datos útiles no sólo para determinar la composición de la atmósfera superior de Venus, sino también para perfeccionar las técnicas utilizadas en la búsqueda de planetas extrasolares . La atmósfera, compuesta principalmente de CO 2 , absorbe la radiación del infrarrojo cercano, lo que la hace fácil de observar. Durante el tránsito de 2004, la absorción en la atmósfera en función de la longitud de onda reveló las propiedades de los gases a esa altitud. El desplazamiento Doppler de los gases también permitió medir los patrones del viento. [100]
Un tránsito solar de Venus es un evento extremadamente raro, y el último tránsito solar del planeta antes de 2004 fue en 1882. El tránsito solar más reciente fue en 2012; el próximo no ocurrirá hasta 2117. [99] [100]
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La nave espacial Venus Express, que anteriormente estaba en órbita alrededor del planeta, sondeó más profundamente en la atmósfera utilizando espectroscopía de imágenes infrarrojas en el rango espectral de 1 a 5 μm . [3]
La sonda JAXA Akatsuki (Venus Climate Orbiter), lanzada en mayo de 2010, está estudiando el planeta durante un período de dos años, incluidas la estructura y la actividad de la atmósfera, pero no logró entrar en la órbita de Venus en diciembre de 2010. Un segundo intento de alcanzar la órbita tuvo éxito el 7 de diciembre de 2015. [101] Diseñado específicamente para estudiar el clima del planeta, Akatsuki es el primer satélite meteorológico en orbitar Venus (el primero para un planeta distinto de la Tierra). [102] [103] Una de sus cinco cámaras conocida como "IR2" podrá sondear la atmósfera del planeta debajo de sus espesas nubes, además de su movimiento y distribución de componentes traza. Con una órbita muy excéntrica ( altitud de periapsis de 400 km y apoapsis de 310.000 km), podrá tomar fotografías del planeta en primer plano y también debería confirmar la presencia tanto de volcanes activos como de rayos. [104]
El Venus In-Situ Explorer , propuesto por el programa Nuevas Fronteras de la NASA , es una sonda propuesta que ayudaría a comprender los procesos en el planeta que condujeron al cambio climático, además de allanar el camino hacia una misión posterior de retorno de muestras. [105]
El Grupo de Análisis de Exploración de Venus (VEXAG) ha propuesto una nave llamada Venus Mobile Explorer para estudiar la composición y las mediciones isotópicas de la superficie y la atmósfera, durante unos 90 días. La misión no ha sido seleccionada para su lanzamiento. [106]
Después de que las misiones descubrieron la realidad de la dura naturaleza de la superficie del planeta, la atención se centró en otros objetivos como Marte. Sin embargo, posteriormente se han propuesto varias misiones y muchas de ellas involucran la poco conocida atmósfera superior. El programa soviético Vega en 1985 lanzó dos globos a la atmósfera, pero estos funcionaban con baterías y duraron sólo unos dos días terrestres cada uno antes de quedarse sin energía. Desde entonces no se ha realizado ninguna exploración de la atmósfera superior. En 2002, el contratista de la NASA Global Aerospace propuso un globo que sería capaz de permanecer en la atmósfera superior durante cientos de días terrestres en lugar de dos. [107]
Geoffrey A. Landis también propuso un volante solar en lugar de un globo, [36] y la idea ha aparecido de vez en cuando desde principios de la década de 2000. Venus tiene un albedo alto y refleja la mayor parte de la luz solar que brilla sobre él, lo que hace que la superficie sea bastante oscura. La atmósfera superior a 60 km tiene una intensidad solar ascendente del 90%, lo que significa que los paneles solares tanto en la parte superior como en la inferior de un La nave podría usarse con casi la misma eficiencia. [52] Además de esto, la gravedad ligeramente más baja, la alta presión del aire y la rotación lenta que permite la energía solar perpetua hacen que esta parte del planeta sea ideal para la exploración. El volante propuesto funcionaría mejor a una altitud donde la luz solar, la presión del aire y la velocidad del viento le permitirían permanecer en el aire perpetuamente, con ligeras caídas a altitudes más bajas durante algunas horas seguidas antes de regresar a altitudes más altas. Como el ácido sulfúrico en las nubes a esta altura no representa una amenaza para una nave debidamente protegida, el llamado "volador solar" podría medir el área entre 45 y 60 km de forma indefinida, durante el tiempo que tarden las operaciones mecánicas. error o problemas imprevistos que provoquen su falla. Landis también propuso que rovers similares a Spirit y Opportunity podrían explorar la superficie, con la diferencia de que los rovers de superficie de Venus serían rovers "tontos" controlados por señales de radio de computadoras ubicadas en el volante de arriba, [108] que solo requerían piezas como motores y transistores para resistir las condiciones de la superficie, pero no partes más débiles involucradas en la microelectrónica que no podrían hacerse resistentes al calor, la presión y las condiciones ácidas. [109]
Los planes de ciencia espacial rusa incluyen el lanzamiento de la sonda Venera-D (Venus-D) en 2029. [110] Los principales objetivos científicos de la misión Venera-D son la investigación de la estructura y composición química de la atmósfera y la investigación de la atmósfera superior. atmósfera, ionosfera, actividad eléctrica, magnetosfera y tasa de escape. [111] Se ha propuesto volar junto con Venera-D un avión inflable diseñado por Northrop Grumman, llamado Venus Atmospheric Maneuverable Platform (VAMP). [112] [113] [114]
El concepto operativo de Venus a gran altitud (HAVOC) es un concepto de la NASA para una exploración tripulada de Venus. En lugar de los aterrizajes tradicionales, enviaría tripulaciones a la atmósfera superior utilizando dirigibles. Otras propuestas de finales de la década de 2010 incluyen VERITAS , Venus Origins Explorer , VISAGE y VICI . En junio de 2018, la NASA también otorgó un contrato a Black Swift Technologies para un estudio conceptual de un planeador de Venus que aprovecharía la cizalladura del viento para aumentar la sustentación y la velocidad. [115]
En junio de 2021, la NASA seleccionó la misión DAVINCI+ para enviar una sonda atmosférica a Venus a finales de la década de 2020. DAVINCI+ medirá la composición de la atmósfera de Venus para comprender cómo se formó y evolucionó, así como para determinar si el planeta alguna vez tuvo un océano. La misión consiste en una esfera de descenso que se sumergirá a través de la espesa atmósfera del planeta, realizando mediciones de gases nobles y otros elementos para comprender el cambio climático de Venus. Esta será la primera misión dirigida por Estados Unidos a la atmósfera de Venus desde 1978. [116]
HITRAN es una recopilación de parámetros espectroscópicos que utilizan diversos códigos informáticos para predecir y simular la transmisión y emisión de luz en la atmósfera.
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Medios relacionados con la atmósfera de Venus en Wikimedia Commons
