Ocho años al borde del infierno: El legado de la misión Venus Express

Luego de ocho años de operaciones ininterrumpidas en órbita de Venus, la sonda finalizó su misión en diciembre de 2014, no sin antes haber revolucionado nuestra visión de ese planeta, al que en algún momento se consideró un “gemelo” de la Tierra. La Venus Express realizó numerosos descubrimientos científicos excepcionales, transmitiendo más datos sobre ese planeta que el conjunto de todas las misiones previas.

El orbitador de la misión Venus Express fue desarrollado en tiempo récord por la Agencia Espacial Europea a partir de los diseños de su exitosa precursora marciana, la Mars Express. La sonda fue lanzada el 9 de noviembre de 2005, y desde su llegada estudió a Venus en detalle mientras se desplazaba en una órbita polar elíptica, con un período de 24 horas alrededor del planeta. Esto la llevaba a unos 66.000 kilómetros sobre el polo sur en su punto más lejano, y apenas 200 kilómetros por encima del polo norte en su máxima aproximación a Venus.

La vida útil de la Venus Express terminó superando con creces las expectativas originales de la ESA. La misión primaria, consistente en observar al planeta durante dos días venusianos completos (unos 500 días terrestres) se completó en 2007, pero el perfecto funcionamiento de la sonda hizo que la agencia europea aprobara extender sus operaciones en tres oportunidades.

A lo largo de ocho años en total, la nave continuó realizando observaciones de Venus sin interrupciones hasta que finalmente, el 28 de noviembre de 2014, se agotó el combustible usado por la sonda para elevar su órbita y mantener su orientación en el espacio. Si bien los controladores de la misión pudieron recuperar en forma parcial el enlace de telemetría y comandos con la sonda, el mismo nunca volvió a ser estable. La última detección intermitente de la señal portadora transmitida por la Venus Express se dio el 19 de enero de 2015, y se cree que la nave se desintegró al ingresar en la atmósfera de Venus pocos días después.

El análisis de los datos obtenidos por la sonda continuará siendo objeto de estudio para la comunidad científica internacional durante años. Los instrumentos de la Venus Express realizaron observaciones que condujeron a los científicos de la misión a numerosos descubrimientos sobre la evolución del planeta, su superficie, atmósfera e ionósfera.

Un vórtice atmosférico cambiante sobre el polo sur

El hemisferio sur de Venus no había sido estudiado en detalle hasta la llegada de la Venus Express, en abril de 2006. Por eso, uno de los primeros descubrimientos de la sonda durante su primera órbita alrededor del planeta, fue un enorme vórtice de circulación atmosférica sobre el polo sur de Venus, con una forma similar a la del vórtice en su polo norte, cuya existencia se conocía desde 1979.

Esta imagen infrarroja del instrumento VIRTIS en la sonda Venus Express muestra un vórtice de vientos y nubes arremolinándose sobre el polo sur de Venus. Este fenómeno se produce cuando el aire caliente de las latitudes ecuatoriales circula en espiral hacia los polos, arrastrado por los fuertes vientos. A medida que ese aire converge sobre los polos, su temperatura empieza a bajar y eso lo hace descender hacia la superficie, creando una depresión en la capa de nubes por encima de los polos. En 1979, la sonda Pioneer Venus de la NASA observó por primera vez este fenómeno en el polo norte de Venus. Sin embargo, el polo sur no pudo ser observado en detalle hasta la llegada de la Venus Express al planeta en 2006. Créditos: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Observatorio de París-LESIA / Universidad de Oxford.
Esta imagen infrarroja del instrumento VIRTIS muestra un vórtice de vientos y nubes arremolinándose sobre el polo sur de Venus. Este fenómeno se produce cuando el aire caliente de las latitudes ecuatoriales circula en espiral hacia los polos, arrastrado por los fuertes vientos. A medida que ese aire converge sobre los polos, su temperatura empieza a bajar y eso lo hace descender hacia la superficie, creando una depresión en la capa de nubes por encima de los polos. En 1979, la sonda Pioneer Venus de la NASA observó por primera vez este fenómeno en el polo norte de Venus. Sin embargo, el polo sur no pudo ser observado en detalle hasta la llegada de la Venus Express al planeta en 2006. Créditos: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Observatorio de París-LESIA / Universidad de Oxford.

El vórtice austral es una mezcla turbulenta de gases a distintas temperaturas, rodeados por un anillo de aire más frío. Las observaciones realizadas por la sonda europea a lo largo de 2007 constataron que el núcleo del vórtice cambia de forma en períodos de menos de 24 horas. En Venus la velocidad de los vientos varía de acuerdo a la latitud, por lo que el vórtice sufre deformaciones continuamente a causa de su rotación diferencial.

Estos remolinos parecidos a huracanes, en los que las nubes y los vientos rotan rápidamente alrededor de los polos, existen en varios planetas de nuestro sistema solar, incluyendo a la Tierra. Algunos adquieren formas extrañas, como la estructura hexagonal observada en el polo norte de Saturno por la sonda Cassini de la NASA, pero ninguno de ellos es tan variable o inestable como el vórtice del polo sur de Venus.

Múltiples evidencias de vulcanismo recientemente activo

En 2006, poco después de comenzar las operaciones científicas en órbita de Venus, la sonda detectó un incremento significativo en la concentración de dióxido de azufre en las capas superiores de la atmósfera de Venus. Las densas nubes que cubren por completo al planeta contienen grandes cantidades de ese gas tóxico, un millón de veces superiores a las presentes en la Tierra.

Las moléculas de dióxido de azufre se disocian rápidamente al interactuar con la luz solar, por lo que en Venus la mayor parte de ese gas se encuentra oculto bajo la capa superior de nubes de Venus. Esto implica que cualquier exceso de dióxido de azufre detectado en la atmósfera superior de Venus, por encima de su cubierta de nubes, tiene que haber sido generado recientemente.

El gráfico muestra las variaciones en la abundancia del dióxido de azufre (SO₂) en las capas superiores de la atmósfera venusiana a lo largo de los últimos 40 años, expresada en unidades de partes por billón por volumen (ppbv). Los datos de la izquierda fueron obtenidos casi en su totalidad por la sonda Pioneer Venus de la NASA, que orbitó a Venus entre 1978 y 1992. Las mediciones de la derecha pertenecen a la Venus Express, y muestran un claro incremento en la concentración de SO₂ observado al inicio de la misión, que puede ser interpretado como evidencia de actividad volcánica reciente. Créditos: E. Marcq et al. (mediciones de la Venus Express)/ L. Esposito et al. (mediciones anteriores) / ESA/AOES (imagen de fondo).
El gráfico muestra las variaciones en la abundancia del dióxido de azufre (SO₂) en las capas superiores de la atmósfera venusiana a lo largo de los últimos 40 años, expresada en unidades de partes por billón por volumen (ppbv). Los datos de la izquierda fueron obtenidos casi en su totalidad por la sonda Pioneer Venus de la NASA, que orbitó a Venus entre 1978 y 1992. Las mediciones de la derecha pertenecen a la Venus Express, y muestran un claro incremento en la concentración de SO₂ observado al inicio de la misión, que puede ser interpretado como evidencia de actividad volcánica reciente. Créditos: E. Marcq et al. (mediciones de la Venus Express)/ L. Esposito et al. (mediciones anteriores) / ESA/AOES (imagen de fondo).

Teniendo en cuenta que prácticamente la totalidad del dióxido de azufre en la atmósfera de la Tierra es producido por la actividad volcánica, los científicos creen que el repentino aumento en la densidad de ese gas detectado por la sonda fue causado por la erupción simultánea de varios volcanes en la superficie de Venus.

Lamentablemente, el planeta tarda 243 días terrestres en completar una rotación sobre su eje, pero la rápida “súper rotación” de su atmósfera, que completa una vuelta alrededor de Venus en apenas cuatro días terrestres, hace que el dióxido de azufre se distribuya a lo largo de extensas áreas, dificultando la identificación de los lugares puntuales donde el gas es liberado a la atmósfera.

Sin embargo, esas observaciones no fueron las únicas evidencias de que Venus todavía es un planeta geológicamente activo. A pesar de que su densa atmósfera, la gruesa capa de nubes que lo rodea, y la elevada temperatura en su superficie hacen difícil detectar variaciones de la temperatura a pequeña escala en el terreno, los instrumentos VIRTIS y VMC de la Venus Express permitieron observar las emisiones térmicas de la superficie en la longitud de onda de 1 micrón, que prácticamente no son absorbidas por la atmósfera del planeta.

El VIRTIS (Espectrómetro Térmico Visible e Infrarrojo, por sus siglas en inglés) midió la emisión espectral de la superficie de Venus para identificar variaciones en su composición química. En particular, se detectaron altos niveles de emisión en tres áreas denominadas Imdr Regio, Themis Regio y Dione Regio. Los resultados muestran que los flujos de lava en esas regiones están relativamente inalterados, y por lo tanto tienen que haber ocurrido recientemente en términos geológicos, de algunos miles a unas pocas decenas de miles de años atrás.

La imagen muestra una de las mejores evidencias de vulcanismo activo detectadas por la Venus Express. Se trata del pico volcánico de Idunn Mons, con un diámetro de alrededor de 200 kilómetros y situado en el área de Imdr Regio, en el hemisferio sur de Venus. La información topográfica fue derivada de los datos obtenidos por la sonda Magallanes de la NASA, con un factor de exageración vertical de 30x. Las observaciones de radar de la Magallanes (en color marrón) fueron superpuestas a sus datos topográficos. Las áreas brillantes son escarpadas o tienen pendientes pronunciadas, mientras que las zonas oscuras son llanas. Los datos superpuestos en colores muestran los patrones de temperatura derivados a partir de los datos de brillo de la superficie, y fueron obtenidos por el instrumento VIRTIS. Las variaciones térmicas debidas a la topografía fueron eliminadas. El rojo/naranja muestra las áreas más calientes y el púrpura las más frías. Puede notarse que el área a mayor temperatura está centrada en la cima del volcán, que se eleva unos 2.500 metros por encima de las planicies que lo rodean. Además, el brillo indica la composición de los minerales que fueron modificados por el flujo de lava, cuyo origen también coincide con la cima del volcán. Créditos: NASA / JPL-Caltech / ESA.
La imagen muestra una de las mejores evidencias de vulcanismo activo detectadas por la Venus Express. Se trata del pico volcánico de Idunn Mons, con un diámetro de alrededor de 200 kilómetros y situado en el área de Imdr Regio, en el hemisferio sur de Venus. La información topográfica fue derivada de los datos obtenidos por la sonda Magallanes de la NASA, con un factor de exageración vertical de 30x. Las observaciones de radar de la Magallanes (en color marrón) fueron superpuestas a sus datos topográficos. Las áreas brillantes son escarpadas o tienen pendientes pronunciadas, mientras que las zonas oscuras son llanas. Los datos superpuestos en colores muestran los patrones de temperatura derivados a partir de los datos de brillo de la superficie, y fueron obtenidos por el instrumento VIRTIS. Las variaciones térmicas debidas a la topografía fueron eliminadas. El rojo/naranja muestra las áreas más calientes y el púrpura las más frías. Puede notarse que el área a mayor temperatura está centrada en la cima del volcán, que se eleva unos 2.500 metros por encima de las planicies que lo rodean. Además, el brillo indica la composición de los minerales que fueron modificados por el flujo de lava, cuyo origen también coincide con la cima del volcán. Créditos: NASA / JPL-Caltech / ESA.

Las observaciones del instrumento VMC (Cámara de Monitoreo de Venus, por sus siglas en inglés) también mostraron algunos puntos brillantes de aparición transitoria en la superficie. El más prominente fue el detectado en la región de Ganiki Chasma, donde la temperatura del terreno era superior a la esperada. Esto podría indicar la presencia de una erupción volcánica en curso, o bien el movimiento de un flujo de lava reciente, aunque no fue posible confirmar esa interpretación.

Un isótopo del dióxido de carbono que potencia el efecto invernadero

En octubre de 2007, un equipo internacional de científicos planetarios que analizó las observaciones de la Venus Express anunció la detección de un isótopo poco común del dióxido de carbono (CO₂) en la atmósfera de Venus. Generalmente, las moléculas de CO₂ están compuestas por dos átomos de oxígeno y uno de carbono. En cambio, en la molécula del isótopo, uno de los átomos de oxígeno es “normal”, con ocho protones y ocho neutrones, mientras el otro tiene ocho protones y diez neutrones. La diferencia de peso entre los dos átomos de oxígeno le permite al isótopo absorber más energía, lo que contribuye todavía más al efecto invernadero reinante en Venus.

Plasmoides y eventos de reconexión magnética

Venus no tiene un campo magnético propio, y por lo tanto, no posee una magnetósfera que desvíe las partículas energéticas del viento solar que se dirigen hacia el planeta. Sin embargo, la parte exterior de su atmósfera está parcialmente protegida de esa erosión por un campo magnético inducido, que se genera por la interacción del viento solar con la ionósfera.

Al igual que en la Tierra, la radiación ultravioleta de la luz solar libera electrones de los átomos y moléculas en las capas exteriores de la atmósfera de Venus, creando una región de gas eléctricamente cargado denominada ionósfera. Esa capa de la atmósfera interactúa con el campo magnético transportado por el viento solar, reduciendo su velocidad y desviando el flujo de partículas alrededor del planeta. Se genera así una cola magnética alargada, que se extiende desde el hemisferio nocturno de Venus en dirección opuesta al Sol.

El 15 de mayo de 2006 la Venus Express estaba atravesando esa cola, cuando detectó un campo magnético rotatorio durante un período de tres minutos. Los cálculos realizados a partir de su duración y velocidad indican que tenía unos 3.400 kilómetros de ancho. El evento, que ocurrió cuando la sonda se encontraba a una distancia de 1,5 radios de Venus (cerca de 9.000 kilómetros) fue la primera evidencia de la detección de un plasmoide, un tipo de estructura magnética transitoria en forma de bucle, que se forma al producirse una reconexión en la cola magnética de un planeta. Se trata del mismo fenómeno que causa las auroras en la Tierra.

Con anterioridad a este descubrimiento, los científicos creían que los eventos de reconexión magnética generalmente no ocurrían en planetas sin campo magnético. Como consecuencia de la reconexión, la cola magnética inducida se rompe, y el plasma que la compone es eyectado al espacio interplanetario. Al mismo tiempo, el plasmoide se dirige hacia el planeta, canalizando una fracción del flujo de energía del viento solar hacia la atmósfera del hemisferio nocturno. Si Venus tuviera un campo magnético, este tipo de eventos produciría auroras similares a las que pueden observarse en nuestro planeta.

Nevadas de hielo seco en las capas superiores de la atmósfera

En 2012, la Venus Express detectó una región sorprendentemente fría en las capas superiores de la atmósfera del planeta, donde las temperaturas serían lo suficientemente bajas para que el dióxido de carbono se congele formando hielo seco o nieve.

Si bien la temperatura en la superficie del planeta es mayor a la de un horno, las condiciones son muy diferentes a una altura de 125 kilómetros, donde la sonda reveló la existencia de una capa atmosférica con temperaturas de alrededor de -175°C. Se trata de una región más fría que la de cualquier parte de la atmósfera de la Tierra, a pesar de que Venus está mucho más cerca del Sol.

Una capa de ozono similar a la terrestre

A través de las mediciones del instrumento SPICAV (Espectroscopio para la Investigación de Características de la Atmósfera de Venus, por sus siglas en inglés), la Venus Express pudo detectar la existencia de una tenue capa de gas ozono (O₃) en la atmósfera venusiana. El descubrimiento se realizó al observar la ocultación de estrellas por las capas superiores de la atmósfera en el limbo de Venus. El ozono fue identificado porque absorbió parte de la luz ultravioleta procedente de las estrellas observadas.

Representación artística de la sonda Venus Express observando la ocultación de una estrella por el limbo atmosférico de Venus. Mediante esta técnica, el instrumento SPICAV (Espectroscopio para la Investigación de Características de la Atmósfera de Venus, por sus siglas en inglés) detectó la presencia de gas ozono en la atmósfera venusiana, que absorbió parte de la luz ultravioleta procedente de las estrellas observadas. Créditos: ESA / AOES Medialab.
Representación artística de la sonda Venus Express observando la ocultación de una estrella por el limbo atmosférico de Venus. Mediante esta técnica, el instrumento SPICAV (Espectroscopio para la Investigación de Características de la Atmósfera de Venus, por sus siglas en inglés) detectó la presencia de gas ozono en la atmósfera venusiana, que absorbió parte de la luz ultravioleta procedente de las estrellas observadas. Créditos: ESA / AOES Medialab.

Anteriormente, el ozono sólo había sido detectado en las atmósferas de la Tierra y de Marte. La acumulación de ozono en la atmósfera terrestre comenzó hace 2.400 millones de años, gracias a la aparición de los primeros microorganismos que liberaban oxígeno como material de desecho. Esos microorganismos, y en mayor medida las plantas, siguen liberando oxígeno en la actualidad, en un mecanismo de regeneración constante del ozono y el oxígeno en la atmósfera terrestre.

En cambio, la ínfima cantidad de ozono detectada en la atmósfera de Marte no tiene un origen biológico, sino que se debe a la disociación de las moléculas de CO₂ por la radiación solar. En Venus también se produce este mecanismo no biológico de formación de O₃. De acuerdo a los datos de la Venus Express, su capa de ozono es de cien a mil veces menos densa que la terrestre, y se forma a alturas variables entre los 90 y 120 kilómetros, es decir, unas cuatro veces más alto que la de nuestro planeta.

El día venusiano, cada vez más largo

Tras su llegada a Venus en 1994, el radar de la sonda Magallanes de la NASA observó en detalle la superficie del planeta durante cuatro años, determinando con precisión la velocidad a la que Venus rotaba sobre su eje. De acuerdo a esos datos, la longitud de un día en Venus era equivalente a 243,0185 días terrestres.

Sin embargo, al analizar los detalles de la superficie observados por la Venus Express unos 16 años más tarde, los científicos de la misión notaron un desfasaje de 20 kilómetros con las observaciones previas de la Magallanes. La única explicación posible para este fenómeno es que la rotación de Venus sobre su eje se ha hecho más lenta, haciendo que en la actualidad un día venusiano sea en promedio unos 6,5 minutos más largo.Las causas de esa importante desaceleración no han podido ser confirmadas hasta ahora.

La mayor parte del agua de Venus escapó al espacio

La Venus Express confirmó que el planeta ha perdido grandes cantidades de agua, que escaparon al espacio a lo largo de miles de millones de años, y lo siguen haciendo en la actualidad. El magnetómetro de la sonda detectó por primera vez esa pérdida en el hemisferio diurno de Venus, y en 2007 el instrumento ASPERA (Analizador de Plasma Espacial y Átomos Energéticos, por sus siglas en inglés) descubrió que la pérdida de hidrógeno y oxígeno era mucho más intensa en el lado nocturno del planeta.

Este fenómeno ocurre debido a que las moléculas de agua en las capas superiores de la atmósfera de Venus son disociadas por la radiación ultravioleta de la luz solar. El proceso genera dos átomos de hidrógeno y uno de oxígeno a partir de cada molécula de agua; además, a diferencia de la Tierra, el planeta no posee un campo magnético que pueda protegerlo del viento solar. El flujo de partículas cargadas proveniente del Sol incide a velocidad supersónica sobre la atmósfera superior de Venus, arrastrando sus átomos de hidrógeno y oxígeno hacia el espacio interplanetario.

La sonda europea midió la tasa de escape de esos elementos, detectando aproximadamente el doble de átomos de hidrógeno en relación a los de oxígeno. Esto permitió confirmar que el agua (cuya fórmula química es H₂O) es la fuente de los iones que escapan de la atmósfera. Los científicos también determinaron que la concentración de deuterio, un isótopo estable del hidrógeno, está aumentando en las regiones superiores de la atmósfera de Venus. Esto se debe a que el deuterio (2H) es una molécula más pesada, y le resulta más difícil escapar del empuje gravitacional de Venus.

Esta secuencia de imágenes del hemisferio sur de Venus fue obtenida por el espectrómetro VIRTIS a bordo de la Venus Express entre el 12 y el 19 de abril de 2006, durante su primera órbita de captura en torno al planeta. Cada imagen individual de Venus está compuesta por una captura de su lado diurno (a la izquierda, en color azul, con una longitud de onda visible de 380 nanómetros) y otra de su lado nocturno (a la derecha, en colores rojizos, con una longitud de onda infrarroja de 1,7 micrones). El hemisferio diurno muestra la radiación solar reflejada por la atmósfera, mientras que el hemisferio nocturno muestra complejas estructuras de nubes, reveladas por la radiación térmica proveniente de distintas profundidades atmosféricas. Créditos: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Observatorio de París-LESIA.
Esta secuencia de imágenes del hemisferio sur de Venus fue obtenida por el espectrómetro VIRTIS a bordo de la Venus Express entre el 12 y el 19 de abril de 2006, durante su primera órbita de captura en torno al planeta. Cada imagen individual de Venus está compuesta por una captura de su lado diurno (a la izquierda, en color azul, con una longitud de onda visible de 380 nanómetros) y otra de su lado nocturno (a la derecha, en colores rojizos, con una longitud de onda infrarroja de 1,7 micrones). El hemisferio diurno muestra la radiación solar reflejada por la atmósfera, mientras que el hemisferio nocturno muestra complejas estructuras de nubes, reveladas por la radiación térmica proveniente de distintas profundidades atmosféricas. Créditos: ESA / VIRTIS / INAF-IASF / Observatorio de París-LESIA.

La “súper rotación” de la atmósfera de Venus se acelera

La atmósfera de Venus es muy turbulenta y se mueve a gran velocidad. Aunque el viento en la superficie sea moderado, a unos 70 kilómetros de altitud, sobre la cubierta nubosa que envuelve al planeta, alcanza velocidades extremas. Al seguir los movimientos de las formaciones nubosas en las capas superiores de la atmósfera del planeta durante diez años venusianos (el equivalente a seis años terrestres), los científicos pudieron detectar patrones a largo plazo en la velocidad global de los vientos de Venus.

En 2006 la velocidad promedio del viento a esa altura, entre las latitudes de 50° norte y 50° sur, era de 300 kilómetros por hora. Sin embargo, en el curso de la misión, esa velocidad ha ido aumentando hasta llegar a unos 400 kilómetros por hora en el último año de observaciones de la sonda. A este ritmo, la atmósfera de Venus gira unas 60 veces más rápido que la rotación del planeta en sí mismo. Es un dato impresionante, ya que los vientos más rápidos de la Tierra sólo alcanzan un 30% de la velocidad de rotación de nuestro planeta. Los fuertes vientos venusianos pueden dar una vuelta completa al planeta en apenas cuatro días terrestres.

Las observaciones a largo plazo de la atmósfera venusiana realizadas por la sonda Venus Express permitieron descubrir que la velocidad promedio de los vientos en las latitudes entre los 50° norte y los 50° sur aumentó de aproximadamente 300 kilómetros por hora a unos 400 durante los primeros seis años de la misión. En el gráfico, la línea blanca muestra los datos derivados del seguimiento manual de nubes, y la línea negra representa los datos obtenidos mediante métodos digitales de seguimiento. Créditos: Khatuntsev et al. (mediciones de la Venus Express) / ESA (imagen de fondo).
Las observaciones a largo plazo de la atmósfera venusiana realizadas por la sonda Venus Express permitieron descubrir que la velocidad promedio de los vientos en las latitudes entre los 50° norte y los 50° sur aumentó de aproximadamente 300 kilómetros por hora a unos 400 durante los primeros seis años de la misión. En el gráfico, la línea blanca muestra los datos derivados del seguimiento manual de nubes, y la línea negra representa los datos obtenidos mediante métodos digitales de seguimiento. Créditos: Khatuntsev et al. (mediciones de la Venus Express) / ESA (imagen de fondo).

Buscando señales de vida (en la Tierra)

A lo largo de la misión de la Venus Express, su instrumento VIRTIS observó nuestro planeta dos o tres veces al mes, cada vez que la geometría de las órbitas de Venus y la Tierra resultaba favorable. Esto permitió obtener decenas de imágenes de la Tierra en las longitudes de onda de la luz visible y el infrarrojo cercano, que pueden ser analizadas espectralmente para encontrar los rastros de determinadas moléculas en la atmósfera terrestre.

Este experimento, que a priori podría parecer un ejercicio inútil, resulta valioso por el hecho de que la Tierra ocupaba menos de un pixel en las cámaras de la Venus Express. Nuestro planeta aparece en sus imágenes como un único punto, por lo que resulta imposible discernir detalles de la superficie. Salvando las distancias, se trata de la misma situación que los astrónomos enfrentarán en poco tiempo, al obtener imágenes de planetas en órbita alrededor de otras estrellas.

Cualquier detalle sobre la habitabilidad de nuestro planeta descubierto a partir de las observaciones de la Venus Express podrá ser aplicado al estudio de exoplanetas de tamaño similar al de la Tierra. Por ejemplo, las observaciones de la sonda permitieron detectar la presencia de agua y oxígeno molecular en la atmósfera terrestre. Sin embargo, Venus también muestra la presencia de esas moléculas, por lo que determinar si un exoplaneta es habitable o no resultará mucho más difícil.

Aerofrenado en las capas superiores de la atmósfera venusiana

De acuerdo a las estimaciones de los científicos e ingenieros de la ESA a principios de 2014, el combustible necesario para mantener la órbita elíptica de la Venus Express se estaba acabando, por lo que el final de la misión se aproximaba.

Se decidió entonces afrontar un riesgo calculado, dando fin a las observaciones científicas de rutina y comandando a la sonda para reducir gradualmente el pericentro de su órbita y hacerla descender hasta unos 130 kilómetros de altura sobre la superficie de Venus, en una maniobra conocida como aerofrenado. Esto le permitiría adentrarse en la rarificada atmósfera superior de Venus, una región muy difícil de estudiar de forma remota, por lo que se obtendrían datos únicos con un nivel de detalle sin precedentes.

Si bien el aerofrenado ha sido empleado exitosamente en numerosas oportunidades para desacelerar naves espaciales en forma controlada sin gastar demasiado combustible, la maniobra tiene efectos secundarios indeseables. Uno de los riesgos más grandes es la fricción atmosférica, que provoca fatiga estructural y hace que el exterior de la nave se caliente rápidamente.

La Venus Express fue diseñada para sobrevivir a maniobras de aerofrenado breves, en caso de que la inserción inicial en órbita de Venus no funcionara de acuerdo a lo planeado. Afortunadamente el procedimiento no fue necesario en ese momento, pero ante el final de su vida útil, los controladores de la Venus Express tuvieron la oportunidad de llevar adelante una campaña de aerofrenado profundo, ya sin arriesgar el éxito total de la misión.

Entre mayo y junio de 2014, el punto más bajo de su órbita se fue reduciendo a una altura de entre 131 y 135 kilómetros. El aerofrenado se producía cerca de ese punto, orientando la parte inferior de la nave en su dirección de movimiento y rotando sus paneles solares para que generaran la mayor resistencia atmosférica posible. La etapa más arriesgada se dio a partir del 18 de junio, culminando el 11 de julio con el descenso hasta una altura mínima de 129,2 kilómetros sobre la superficie de Venus. La maniobra se dio por terminada al día siguiente, cuando quince encendidos del motor principal de la sonda la elevaron nuevamente, llevándola a una altura mínima de 460 kilómetros.

Aunque cada “zambullida” en la atmósfera venusiana disminuyó la velocidad de la sonda en apenas un metro por segundo, el efecto combinado de la fricción atmosférica a esas alturas durante casi un mes hizo que el período orbital de la Venus Express se redujera de 24 horas a 22 horas y 24 minutos. A partir de ese momento, la sonda continuó en una fase de observaciones científicas reducidas hasta el final de la misión, mientras la gravedad de Venus iba haciendo descender su altura gradualmente.

El futuro inmediato de la exploración de Venus

Tras el final de la misión de la Venus Express, no existe ninguna sonda activa en órbita de Venus. Si bien esto representa un paso atrás en la exploración de ese planeta, con un poco de suerte, la situación podría cambiar en breve.

El 20 de mayo de 2010, la Agencia Japonesa de Exploración Aerospacial (JAXA) lanzó la misión Akatsuki hacia Venus. Su misión era la de complementar los datos obtenidos por la Venus Express y realizar observaciones prolongadas en conjunto con la sonda europea. Sin embargo, luego de llegar a Venus en diciembre de 2010, la maniobra de inserción orbital de la Akatsuki falló, y la sonda no consiguió ponerse en órbita del planeta.

Sin otras opciones que dejar estacionada a la sonda en una órbita heliocéntrica, los responsables de la misión decidieron esperar a que la sonda estuviera nuevamente cerca del planeta para intentar por segunda vez la inserción en órbita de Venus, actualmente planificada para diciembre de 2015. De tener éxito, la Akatsuki observará la superficie del planeta en longitudes de onda ultravioleta, infrarroja, de microondas y radio, buscando evidencias de fenómenos eléctricos y vulcanismo en el planeta.

Lamentablemente, las principales agencias espaciales del mundo no están trabajando actualmente en una misión futura hacia Venus, por lo que el destino final de la Akatsuki resultará aun más importante para la observación continuada de nuestro vecino planetario.

Fuentes consultadas: ESA | ESA Science | JAXA

Acerca del autor de este artículo Ricardo J. Tohmé  Blog | Twitter | Facebook | Más artículos →
Periodista y divulgador científico nacido en Argentina. Amante de la astronomía, fundó Astronomía Online y es su editor desde el año 2002.