VENUS EL IMPOSIBLE GEMELO DE LA TIERRA

VENUS EL IMPOSIBLE GEMELO DE LA TIERRA
O
EL ENIGMA ENVUELTO EN NUBES
Venus
Venus es el segundo planeta del Sistema Solar en orden de distancia desde el Sol, y el tercero en cuanto a tamaño, de menor a mayor. Recibe su nombre en honor a Venus, la diosa romana del amor.
Un repaso a la historia
Desde la antigüedad y al igual que Mercurio, las apariciones de Venus al amanecer y al atardecer confundieron a las civilizaciones, que pensaban que eran en realidad dos planetas, en lugar de uno.
El documento más antiguo del que se tiene constancia referido a él, data del año 1.600 a.C., y fue encontrado en la biblioteca de Ashurbanipal (Babilonia). Este documento mostraba la aparición de Venus durante un período de 21 años. Nunca se separaba más de 48º a ambos lados del Sol. Por ello pensaban que veían una estrella matutina y otra vespertina, igual sumerios como babilonios. Los acadios asociaron Venus con Ishtar, diosa de la guerra y el amor sexual.
En la China antigua, Venus era llamado "tai bai" o "tai bai jin xing" que era el dios de la mitología antigua. Para los mayas, Venus era el planeta más importante, asociado al
dios Quetzalcóatl. El código Dresde, también maya, contiene tablas de las apariciones del planeta que a veces era llamado Chak 'ek (Gran Estrella).
Los antiguos griegos creían que el Venus matutino y el vespertino eran dos objetos diferentes. Así pues, a la estrella matutina la llamaban Phosphorus o Lucifer (el que trae la luz, porque cuando salía Venus por la mañana, inmediatamente salía el Sol) y a la estrella vespertina Hesperus. Pitágoras descubrió que ambos eran en realidad una sola estrella, y es que cuando uno aparecía por la mañana, el otro estaba ausente por la tarde, y viceversa. Los romanos le pusieron el nombre por el que conocemos al planeta hoy en día: Venus, la diosa del amor.
Comparación con la tierra
Venus se encuentra a 0´72 UA del Sol o lo que es lo mismo a 108,2 millones de kilómetros del centro del Sistema Solar. Es un planeta de tipo rocoso o terrestre, llamado con frecuencia planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición, aunque totalmente diferentes en cuestiones térmicas y atmosféricas. Ahora que conocemos la verdad sabemos que Venus no se diferencia mucho del concepto que tenemos los humanos del infierno: allí se dan las temperaturas más altas de todos los planetas del Sistema Solar, capaces de fundir el estaño, el zinc y el plomo...Venus gira en dirección opuesta a la de los demás planetas terrestres y no tiene satélites naturales.
Órbita
Aunque todas las órbitas planetarias son elípticas, la órbita de Venus es más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1%.
Rotación
Venus gira sobre sí mismo lentamente en un movimiento retrógrado (en el mismo sentido de las manecillas del reloj) de Este a Oeste en lugar de Oeste a Este como el
resto de los planetas (excepto Urano), tardando en hacer un giro completo sobre sí mismo 243,0187 días terrestres. Con este periodo de rotación y un periodo orbital de 225 días, el día de Venus es más largo que su año. Esta peculiar rotación podría obedecer a la teoría que afirma que Venus se formó a partir de una fuerte colisión entre dos grandes masas, que anularon sus movimientos de rotación respectivos. Un efecto adicional de este lento movimiento es que el planeta muestra casi siempre la misma cara hacia la Tierra.
Estructura interna
Existen pocos datos directos sobre la geoquímica y la estructura interna de Venus. Sin embargo, la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna parecida: un núcleo de hierro, un manto rocoso y una corteza planetaria. Al igual que la Tierra, se cree que el núcleo de Venus es parcialmente líquido.
El menor tamaño y densidad de Venus puede indicar que las presiones en su interior son menores que en la Tierra. La diferencia principal entre los dos planetas es la carencia de placas tectónicas en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie. Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento.
El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de otros planetas del Sistema Solar. Esto se puede deber a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de «dinamo interno» de hierro líquido. Como resultado de esto, el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado.
Se supone que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra pero que, al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disoció en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más
pesadas que las de la Tierra, lo cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones.
Una superficie escurridiza
Nuestro conocimiento de la superficie del planeta proviene de observaciones mediante radar realizadas desde Tierra y de la información aportada por las misiones Mariner (1962), que sobrevoló el planeta, Venera (1967, 1970 y 1975), cuyas sondas aterrizaron sobre su superficie, Pionner (1978), que permaneció en la órbita de Venus durante catorce años, y la sonda Magallanes, que cartografió mediante radar el 98% de la superficie de Venus.
Venus es notablemente llano pero muestra una topografía con estructuras geológicas similares a las de la Tierra e incluso dos continentes, Ishtar y Afrodita, que se alzan varios kilómetros por encima de la elevación media del terreno.
El Hemisferio Occidental de Venus tiene poco relieve en la superficie: un 80% del planeta tiene una variación de altura no superior a 1.000 metros
La multisonda Pionner con su orbitador principal y las tres sondas atmosféricas.
Con pocas excepciones las características más importantes de Venus reciben el nombre de figuras femeninas de la mitología y los grandes cráteres se nombran en honor a las mujeres más notables de la historia (Ishtar Terra o Phoebe Regio). Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia.
En el Hemisferio Oriental de Venus se encuentran la mayoría de las características más interesantes del planeta. Está dominado por Aphrodite Terra, una amplia meseta que
abarca 17.500 Km. (casi la mitad del planeta). Allí están ubicados los Montes Maxwell, una gran cordillera que incluye el punto más elevado de Venus (unos 11.000 metros) y Diana Chasma, el canal venusiano con 3.000 metros de profundidad. Aphrodite Terra
tiene un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas dos mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalante Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia.
Venus está surcado por muchos cráteres de impacto a lo largo de su superficie. Su intensa actividad volcánica, reflejada en cráteres de 100 km de diámetro y ríos de lava de 80 km de longitud, ha rejuvenecido el rostro de Venus cuya edad se estima en unos 600 millones de años. Aunque este rejuvenecimiento junto con la corrosiva atmósfera, ha borrado muchas huellas de impacto, el planeta presenta inmensos cráteres producidos por asteroides, entre los que destaca el cráter Mead de 280 km de diámetro.
Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas calderas con más de 100 kilómetros de diámetro.
Algunos de los volcanes del planeta se parecen a los de la Tierra, pero otros no tienen análogo terrestre. Los volcanes de Venus se clasifican en: domos (objetos volcánicos circulares y fracturados que son exclusivos de Venus), coronae y aracnoides.
Una atmósfera muy particular
El planeta Venus posee una densa atmósfera cargada de nubes de ácido sulfúrico, que supone una barrera que impide ver la superficie del planeta, accesible, no obstante, con técnicas de radar.
Dicha envoltura opaca, situada a una altura entre 65 a 80 km sobre la superficie, se compone mayormente de gotitas de ácido sulfúrico que producen lluvia ácida. Por si fuera poco, estas nubes se mueven con una velocidad sesenta veces superior a la del planeta, lo que indica que en la alta atmósfera de Venus soplan vientos que pueden superar los 300 km/h; la comunidad científica aún no ha podido explicar este fenómeno de forma eficaz.
Nubes de Venus fotografiadas por la sonda Galileo
Lo que sí se ha explicado es el motivo de las altas temperaturas del planeta, que no se deben a que Venus se halle algo más cerca del Sol que la Tierra, sino al efecto invernadero producido por su densa atmósfera: ésta sólo deja pasar el 20% de la luz solar, que alcanza la superficie del planeta en forma de radiación visible y es reflejada en forma de calor o radiación infrarroja
.
La enorme cantidad de CO2 (dióxido de carbono) de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 464°C en las regiones menos elevadas cerca del ecuador. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio, a pesar de hallarse a más del doble de la distancia del Sol que éste.
La radiación solar casi no alcanza la superficie del planeta. La densa capa de nubes refleja al espacio la mayoría de la luz del Sol y la mayor parte de la luz que atraviesa las nubes es absorbida por la atmósfera.
En medio de este efecto invernadero descontrolado que convierte su superficie en la más caliente del Sistema Solar, la diferencia de temperaturas entre el día y la noche en Venus provoca grandes diferencias de presión atmosférica que es 94 veces superior a la terrestre (la mayor presión atmosférica de todos los planetas rocosos), haciendo de este planeta, con su temperatura, vientos, presión devastadores y su lluvia ácida, el imposible gemelo de la Tierra.
La observación de Venus.
Así como en la observación de Mercurio decíamos que era muy difícil por su proximidad al Sol, Venus es todo lo contrario: se puede ver fácilmente por la mañana o al atardecer.
Por su gran luminosidad (refleja casi el 65% de la luz solar), se ve a simple vista sin ninguna ayuda de instrumento óptico y solo para ver sus fases necesitaremos un sencillo telescopio con una decena de aumentos. No por tener mejores y más potentes
telescopios alcanzaremos a ver más en el caso del planeta Venus, eso sí podremos distinguir más nítido el proceso de las fases.
Al encontrarse más alejado del Sol que Mercurio, su órbita es por tanto más amplia, llegando hasta una máxima elongación de 47’8º grados; esto junto con la órbita de la Tierra aún más lejana hace que siempre encontremos a Venus aproximadamente en la dirección del Sol, tanto en su orto como en su ocaso. En estas posiciones llegará a ser visible en el cielo un periodo de tiempo de hasta 3 y 4 horas en su máxima elongación.
Antes del amanecer mirando hacia el Este, siempre encontraremos a Venus en fase creciente. Después llegará un periodo de días de ocultación (no visibilidad) cuando Venus se encuentra en conjunción superior y volverá otra vez a ser visible un tiempo similar después del ocaso mirando hacia el Oeste. En esta posición siempre estará en fase menguante, como ocurre ahora en Noviembre de 2011, para volver a otra fase de ocultación en conjunción inferior.
Popularmente se le conoce en estas fases de visibilidad como Lucero del alba y Lucero de la tarde.
En muy escasas ocasiones, Venus es visible en la mañana y la tarde del mismo día: este hecho solo sucede cuando se encuentra en su máxima separación de la eclíptica y a la vez se encuentra en conjunción inferior; entonces en uno de los dos hemisferios terrestres se puede ver en ambos momentos y solo durante unos pocos días.
Como las dos veces en que se ha podido ver en el mismo día, han sido en el hemisferio Sur (en 2007) y en el hemisferio Norte (en 2009), no será hasta 2015 y 2017 respectivamente, cuando por el ciclo sinódico del planeta tengamos de nuevo la oportunidad de poderlo contemplar en el cielo durante unos días como Lucero del alba y Lucero vespertino.
Otro acontecimiento muy especial para su observación es el Tránsito de Venus.
Llamamos Tránsito al paso del planeta por delante del Sol y visto desde la Tierra, hecho poco frecuente y por tanto excepcional que ocurre cuatro veces en periodos de 243 años: en ciclos de 105,5; 8; 121,5; y 8 años y siempre en los meses de Junio y Diciembre.
El próximo tránsito se producirá entre el día 5 y el 6 de Junio de 2012 dependiendo del lugar del observador y ya no se volverá a producir hasta el 2117. Este transito se verá en las zonas detalladas en el siguiente mapa.
Y ahora para terminar una curiosidad o misterio.
La Luz de Ashen, es un fenómeno luminoso que consiste en la visibilidad del hemisferio oscuro del planeta cuando Venus casi se encuentra entre la Tierra y el Sol, fenómeno luminoso parecido al de nuestra Luna cuando la observamos principalmente en los primeros días de creciente( en el caso de la Luna este efecto es producido por el reflejo de la iluminación que le llega de nuestro propio planeta).
El astrónomo italiano Giovanni Riccioli, en el año 1643, observó y registró un débil resplandor del lado oscuro del planeta; posteriormente este hecho fue varias veces nombrado por diferentes astrónomos como William Herschel.
Diferentes misiones espaciales como la Pionner y las Venera 11 y 12, además de observaciones desde la Tierra con grandes telescopios, han dado un resultado negativo de este fenómeno, informando los científicos que esto puede tratarse solo de una ilusión óptica o psicológica: o sea solo visible para los ojos humanos que tenderíamos a completar el círculo no iluminado del planeta al observarlo en una fase pequeña y finísima.