Venus

Venus es el segundo planeta más cercano al Sol después de Mercurio, y lo orbita a una distancia media de 108.200.000 kilómetros, casi tres cuartos de la distancia del Sol a la Tierra. Su órbita es la más circular del sistema solar, con una excentricidad menor al 1%, y su diámetro de 12.104 kilómetros lo convierte en el sexto planeta más grande. Venus rota sobre su eje en sentido retrógrado y de forma inusualmente lenta: el día venusino dura 243 días terrestres, siendo algo más largo que el año venusino, ya que el planeta completa una órbita alrededor del Sol cada 224,7 días. Por otro lado, los períodos de rotación y traslación de Venus están sincronizados de forma que éste siempre presenta la misma cara hacia la Tierra cuando ambos planetas se hallan más próximos entre sí.

Para los romanos, Venus (Afrodita para los griegos, e Ishtar para los babilonios) era la diosa del amor y la belleza. Probablemente, e l planeta fue nombrado así a causa de que es el más brillante de los planetas conocidos desde la antiguedad, y con unas pocas excepciones, las características de la superficie de Venus han recibido nombres femeninos. Sin embargo, desde la Tierra, la superficie de Venus no es visible, ya que está permanentemente cubierta por densas capas de nubes, compuestas por pequeñas gotas de ácido sulfúrico y partículas de azufre. Las capas más altas de nubes circulan alrededor del planeta en un período de cuatro días, a velocidades de 350 kilómetros por hora.

Venus es a veces considerado el planeta “hermano” de la Tierra. En algunos aspectos son muy similares: Venus es ligeramente más pequeño que la Tierra (95% de su diámetro, 80% de su masa). Además ambos tienen pocos cráteres (lo que indica que sus superficies son relativamente jóvenes) y sus densidades y composiciones químicas son similares. A causa de estas coincidencias, se pensó que bajo su densa capa de nubes Venus podía ser similar a nuestro planeta e incluso albergar vida; desafortunadamente, detallados estudios posteriores revelaron que en numerosos aspectos Venus es radicalmente diferente a la Tierra.

La presión en la superficie de Venus es de 90 atmósferas (equivalente a 90 veces la presión en la superficie de nuestro planeta, y la misma que existe a 1 kilómetro de profundidad en el océano). Además, la atmósfera está compuesta en un 97% por dióxido de carbono, gas que deja pasar la luz solar, que llega a Venus en forma de luz visible, pero retiene la radiación infrarroja generada al calentarse la superficie del planeta, causando un “efecto invernadero”. Esto eleva la temperatura ambiente a 477°C en la superficie de Venus, lo suficientemente caliente para fundir el plomo. Por tal motivo, Venus posee una temperatura mucho mayor a la de Mercurio a pesar de estar casi al doble de distancia del Sol.

Hay fuertes vientos en la capa superior de la cubierta de nubes; en la superficie son muy débiles, de no más de unos pocos kilómetros por hora. Venus probablemente tuvo alguna vez grandes cantidades de agua en su superficie, al igual que nuestro planeta, pero ésta hirvió y se evaporó definitivamente. Venus está completamente seco en la actualidad; la Tierra habría seguido el mismo destino si su órbita la acercara un poco más al Sol.

La primera nave espacial en sobrevolar Venus fue la estadounidense Mariner 2 en 1962. El planeta fue posteriormente visitado por varias sondas de la serie Venera, lanzadas entre 1961 y 1983 por la ex Unión Soviética, que descendieron en paracaídas a través de la densa atmósfera de Venus, aterrizando en la superficie del planeta. Las Venera no pudieron sobrevivir al hostil ambiente de Venus por demasiado tiempo, pero lograron enviar algunas fotografías y numerosos datos científicos antes de dejar de funcionar. Más recientemente, la sonda estadounidense Magallanes produjo detallados mapas de la superficie de Venus mediante radar mientras orbitaba el planeta.

La mayor parte de la superficie de Venus consiste en suaves planicies con poco declive. También hay amplias depresiones: Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Existen dos áreas de tierras altas: Ishtar Terra, en el hemisferio norte (del tamaño de Australia) y Aphrodite Terra, a lo largo del ecuador (aproximadamente del tamaño de of América del Sur). El interior de Ishtar Terra consiste principalmente en una alta meseta, Lakshmi Planum, la cual se halla rodeada por las montañas más altas de Venus, incluyendo los enormes Montes Maxwell.

Datos obtenidos por la Magallanes mediante radar muestran que gran parte de la superficie de Venus está cubierta por ríos de lava. Hay muchos grandes volcanes apagados, similares a Hawaii en la Tierra o a Olympus Mons en Marte, como por ejemplo Sif Mons.

Hace algunos años se anunció el descubrimiento de que Venus aún está volcánicamente activo: la sonda Magallanes detectó actividad en el volcán Maat Mons y sus alrededores. Sin embargo, en su mayoría la superficie de Venus ha estado geológicamente tranquila durante los últimos millones de años.

Los terrenos más antiguos en Venus poseen una antiguedad de alrededor de 800 millones de años. Al parecer, la intensa actividad volcánica de aquella era eliminó los rasgos de la superficie anterior, incluyendo los grandes cráteres de los primeros tiempos de Venus. Las imágenes de radar de la Magellan muestran una gran variedad de características interesantes y únicas en su superficie, como por ejemplo, los irónicamente denominados volcanes “torta de harina”, que parecen ser erupciones de lava muy densa, o las coronas, que aparentan ser terrenos derrumbados por su peso sobre grandes cámaras de magma subterráneas.

No hay cráteres pequeños en Venus. Aparentemente, los meteoros de menor tamaño se pulverizan en su densa atmósfera antes de alcanzar la superficie. Los cráteres en Venus aparecen casi siempre agrupados, indicando que los grandes meteoros que alcanzan la superficie usualmente se fragmentan en la atmósfera durante la caída.

El interior de Venus es probablemente muy similar al de nuestro planeta: un núcleo de hierro de alrededor de 3.000 kilómetros de radio y un manto de roca fundida. Recientes resultados de los datos de gravedad obtenidos por la Magallanes indican que la corteza de Venus es más gruesa de lo que se pensaba previamente. Como en la Tierra, la convección en el manto produce tensión en la superficie, la cual es liberada en muchas regiones relativamente pequeñas, en lugar de estar concentrada en los bordes de las placas tectónicas como en nuestro planeta.

Venus no tiene satélites naturales. Tampoco posee campo magnético, al parecer debido a su lenta rotación; sin embargo, esto ocasiona que el planeta tenga una “cola”, formada por átomos de las capas superiores de su atmósfera, que al no estar confinados por la presencia de un campo magnético, son arrastrados por el viento solar. Durante un tiempo se pensó que esa tenue cola no era muy extensa; sin embargo, recientemente se descubrió que llega hasta la órbita terrestre.

Venus ha sido conocido desde tiempos prehistóricos. Es el objeto más brillante visible en los cielos terrestres, a excepción del Sol y la Luna. Si se sabe hacia dónde mirar, Venus es visible incluso durante el día, siempre que esté suficientemente alejado del Sol. Al igual que con Mercurio, popularmente se creía que se trataba de dos astros distintos: Eosphorus, la “estrella del alba”, y Hesperus, la “estrella del ocaso”, aunque los astrónomos griegos sabían que en realidad eran el mismo objeto. Venus se ve mejor al atardecer, cuando está al este del Sol, y durante el amanecer, cuando se encuentra al oeste del Sol; es por esto que popularmente se lo llama “lucero del alba”. Resulta difícil confundirlo con cualquier otro objeto, ya que es muy brillante. A veces, cuando se encuentra cerca del horizonte, las condiciones de observación pueden causar efectos de centelleo y cambio de color, por los que Venus suele ser reportado algunas veces como un OVNI por observadores inexpertos.

Es muy inusual que algún detalle sea visible en la capa superior de las nubes de Venus; sin embargo, el planeta muestra fases similares a las de nuestra Luna cuando se lo observa mediante un telescopio. La observación de este fenómeno por parte de Galileo fue una importante evidencia en favor de la teoría heliocéntrica de Copérnico.

Debido a que la órbita de Venus está dentro de la de nuestro planeta, en el cielo Venus parece alejarse del Sol hasta una distancia máxima, llamada la máxima elongación, y entonces volver en dirección hacia el Sol. Luego de pasar detrás (o en frente) del Sol, se aleja nuevamente de él en el sentido opuesto. El momento en que Venus está detrás o en frente del Sol, se denomina conjunción inferior y superior respectivamente.

Si las órbitas de la Tierra y de Venus estuvieran exactamente en el mismo plano, en cada conjunción inferior Venus pasaría directamente por delante del Sol; estos fenómenos son denominados tránsitos, y durante los mismos Venus es visible como un punto negro que atraviesa lentamente el disco solar. Sin embargo, las órbitas de ambos planetas están inclinadas una con respecto a la otra, por lo que los tránsitos ocurren en pares separados por períodos de ocho años, y el intervalo entre pares sucesivos es superior a los cien años. El último par de tránsitos de Venus ocurrió el 8 de junio de 2004 y el 5 de junio de 2012.

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