Asombrosos datos del planeta Venus









Venus es el objeto más brillante de nuestro cielo, después del Sol y la Luna. Nubes arremolinadas de ácido sulfúrico oscurecen la superficie de Venus e impedían el estudio del planeta desde la Tierra hasta que la tecnología permitió visitarlo con vehículos espaciales dotados de sondas. Las sondas determinaron que Venus es el más cálido de los planetas, con una temperatura en la superficie de unos 462 ºC. Los científicos creen que esta temperatura se debe a las espesas nubes y la atmósfera densa que atrapan la energía del Sol (un ‘efecto invernadero’).

Venus (planeta), segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. En la antigüedad, al lucero de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso.
El Sistema Solar

Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases como la Luna. Cuando Venus presenta su fase completa parece menor porque está en el lado más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una magnitud de -4,4 o 15 veces el brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos (con ocho años de diferencia), en intervalos de poco más de un siglo. El último tránsito de Venus se produjo el 8 de junio de 2004, y los tres próximos serán en 2012, 2117 y 2125.
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EXPLORACIÓN
Superficie de Venus
La sonda espacial Magallanes ofreció a los científicos imágenes de radar de la superficie de Venus, las primeras que mostraban el planeta de cerca. En esta imagen se pueden apreciar las corrientes de lava que cubren gran parte de su superficie. Al fondo se observan los volcanes Sif y Gula.

Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquellos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas.
El primer vuelo que se acercó a su superficie fue el Mariner 2, lanzado por Estados Unidos en 1962, seguido por el Mariner 5 en 1967 y el Mariner 10 en 1974. La antigua Unión Soviética desarrolló varias sondas de entrada, combinadas con aparatos de vuelo de paso u orbitadores: Venera 4 y 5 (1967), 6 (1969), 7 (1970), 8 (1972), 9 y 10 (1975), 11 y 12 (1978), 13 y 14 (1981), y 15 y 16 (1983); Vega 1 y 2, enviadas hacia el cometa Halley en 1984, también volaron hacia Venus y enviaron cápsulas de descenso. Varias de estas sondas llegaron con éxito a la superficie del planeta. Estados Unidos lanzó dos misiones Pioneer Venus en 1978. Pioneer Venus 2 envió cuatro sondas a la superficie, al tiempo que la nave exploraba la atmósfera superior. Pioneer Venus 1, un orbitador, realizó medidas de la atmósfera superior durante casi 14 años. La sonda Magallanes, lanzada hacia Venus en 1989, transmitió imágenes de radar de la superficie del planeta desde 1990 hasta 1994. Las imágenes fueron procesadas por computadora hasta formar espectaculares figuras tridimensionales del terreno.
En julio de 2002, el Comité de Programas Científicos (SPC, siglas en inglés) de la Agencia Espacial Europea inició los planes de construcción de una sonda con destino a Venus. Cuatro meses más tarde el Comité aprobó definitivamente esta misión, la Venus Express, que fue lanzada el 9 de noviembre de 2005 desde el cosmódromo de Baikonur, en Kazajstán. En abril de 2006 entró en órbita de Venus y un mes después alcanzó su órbita definitiva, una trayectoria elíptica sobre los polos, a una altitud de entre 250 y 66.000 km, que tarda 24 horas en recorrer. La sonda, de unos 1.200 kg, cuenta con siete instrumentos de investigación destinados principalmente al estudio detallado de la composición, estructura y dinámica de la atmósfera venusiana.
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ATMÓSFERA
La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 °C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono (CO2). La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible.
Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmósfera venusiana es nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeto a un llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua.
El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie; la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente. En Venus, el ácido se evapora en la base de las nubes y sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus 1, se extiende como neblina 70 u 80 km por encima de la superficie del planeta. Las nubes contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta. Las variaciones en el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el planeta.
En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel superior rodean al planeta a una velocidad de 360 km/h. Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancada. Desde la superficie hasta los 10 km de altura, las velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora.
La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus 1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de 40 °C y las del lado nocturno de -170 °C). Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío casi total provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un ‘engrosamiento’ del lado nocturno.
En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida.
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CARACTERÍSTICAS DE LA SUPERFICIE
Topografía de Venus
Este mapa de radar muestra la topografía de la superficie del planeta Venus. El rojo y el amarillo indican grandes elevaciones continentales, mientras que el azul representa las depresiones. El radar mide el tiempo que tardan las ondas radioeléctricas en reflejarse en la superficie de Venus y volver. Las elevaciones más altas devuelven antes la señal.

Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra.
En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global. Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Istar Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más alejados.
El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes descubrió volcanes muy activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El mayor cráter de impacto observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño, unos 5 km). La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más pequeños alcancen la superficie del planeta.
El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus. Estas pruebas incluyen cordilleras, cañones, una depresión que se extiende 1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho. Las sondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas. La radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión.


jueves, 20 de enero de 2011

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