Atmósfera de Venus

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Dióxido de azufre 0,015% (150 ppm)
Argón 0,007% (70 ppm)
Vapor de agua 0,002% (20 ppm)
Monóxido de carbono 0,0017% (17 ppm)
Helio 0,0012% (12 ppm)
Neón 0,0007% (7 ppm)
Oxígeno ¿? ppm

La atmósfera de Venus es altamente densa e imposibilita cualquier observación directa de la superficie del planeta; imponentes conglomerados nubosos, visibles en el ultravioleta, atraviesan los cielos venusianos a alta velocidad dando una vuelta completa al planeta en sentido longitudinal en apenas 4 días. En la alta atmósfera las masas de gas ascendente alcanzan fácilmente los 350 km/h, mientras que en la proximidad de la superficie los vientos no alcanzan más de 4,5 km/h en gran parte debido a la mayor presión.

La atmósfera venusiana es atravesada por ocasionales fenómenos eléctricos de energía notable.

La presencia de una atmósfera densa y de vientos particularmente fuertes hace que la temperatura sobre la superficie sea de aproximadamente 710-740 K en todo punto del planeta, también en el hemisferio nocturno. Tales valores de temperatura son absolutamente mayores que los registrados en Mercurio, que está a la mitad de la distancia de Venus del Sol. La presión atmosférica en la superficie alcanza el valor de 90 atmósferas (hPa 90 000), haciendo la exploración del planeta a nivel del suelo con pruebas automáticas extremadamente difícil. Las sondas Venera, que fueron las primeras en aterrizar con éxito en la superficie de Venus, fueron diseñadas como batiscafos y no obstante apenas sobrevivieron un par de horas a las condiciones atmosféricas hostiles del planeta.

En 1761, el polimata ruso Mikhail Lomonosov observó un arco de luz rodeando la parte de Venus fuera del disco del Sol al comienzo de la fase de salida del tránsito y concluyó que Venus tenia una atmósfera.[1]​[2]​ En 1940, Rupert Wildt calculó que la cantidad de CO2 en la atmósfera venusiana elevaría la temperatura superficial por encima del punto de ebullición del agua.[3]​ Esto se confirmó cuando el Mariner 2 realizó mediciones radiométricas de la temperatura en 1962. En 1967, la Venera 4 confirmó que la atmósfera se componía fundamentalmente de dióxido de carbono.[3]​

Formación de las nubes

A diferencia de las nubes terrestres, que se originan por el enfriamiento de aire ascendente y de la consiguiente condensación de vapor de agua, las nubes venusianas son el producto de reacciones químicas que combinan el dióxido de azufre y el vapor de agua, merced a la acción de la luz solar (en la alta atmósfera) o del calor (cerca de la superficie).

Circulación del viento

El viento en Venus varía según la altitud, en un grado mucho mayor que en la Tierra. Cerca de la superficie es muy suave e inferior en velocidad al que a la misma altitud puede alcanzar en la Tierra, alcanzando generalmente menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1 m/s[4]​ debido a la alta densidad atmosférica a escasa altura de la superficie, siendo no obstante esta mínima velocidad suficiente para realizar transportes de polvo y pequeñas piedras.[5]​ En el nivel de las nubes, sin embargo, la velocidad del viento se incrementa súbitamente, alcanzando los 95 m/s. Esas corrientes de viento de alta velocidad pueden dar la vuelta al planeta en aproximadamente cuatro días, en un fenómeno conocido como "super-rotación".[6]​

Posibilidad de vida

Artículo principal: Vida en Venus
Espectro de absorción de la atmósfera de Venus.[7]​[8]​
Verde – vapor de agua
Rojo – dióxido de carbono.

Debido a las condiciones adversas en la superficie, solo una parte mínima de la misma se ha explorado; además está el hecho de que la vida como se entiende actualmente puede necesariamente no ser igual en otras partes del universo. El grado de tenacidad de la vida en la Tierra misma todavía se investiga. Las criaturas conocidas como extremófilas existen en la Tierra, sobreviviendo en hábitats extremos. Los termófilos y los hipertermófilos prosperan en temperaturas sobre el punto de ebullición del agua, los acidófilos prosperan en un nivel de pH de 3 o menor, los poliextremófilos pueden sobrevivir a un número variado de condiciones extremas, y muchos otros tipos de extremófilos existen en la Tierra.

Sin embargo, la vida podría también existir fuera de la gama extremófila en las capas atmosféricas superiores, y bacterias de ese tipo de formas de vida han sido encontradas reproduciéndose en nubes en la Tierra; así, se ha propuesto que la vida podría existir en la misma área en Venus.[9]​ Los microbios en una atmósfera densa, gruesa y nublada podían ser protegidos contra la radiación solar por los compuestos de sulfuro en el aire.

Las investigaciones sobre la atmósfera venusiana han concluido que ésta se encuentra suficientemente fuera de un equilibrio químico natural como para requerir de investigación adicional. En el análisis de datos de las misiones Venera, Pioneer Venus y Magallanes, se ha encontrado sulfuro de hidrógeno (H2S) y dióxido de sulfuro (SO2) juntos en la atmósfera superior, así como sulfuro de carbono (OCS). Los primeros dos son gases que reaccionan entre sí, implicando que algo debe estar presente para producirlos. Además, el sulfuro de carbono es significativo por ser excepcionalmente difícil de producir con medios inorgánicos. En la Tierra, este compuesto sería considerado un "indicador inequívoco de vida". Además, es un hecho a menudo pasado por alto que una de las primeras sondas Venera detectó grandes cantidades de clorina apenas debajo de la cubierta venusiana de nubes.[10]​

Se ha propuesto que los microbios, caso de existir, podrían emplear la luz ultravioleta del sol como fuente de energía, lo que podría ser una explicación para los trazos oscuros observados en las fotografías de UV tomadas del planeta.[11]​ Las partículas grandes, no-esféricas de las nubes también se han detectado en las cubiertas de las nubes. Su composición sigue siendo desconocida.[12]​

Magnetosfera

Interacción de Venus con el viento solar.

Venus carece de campo magnético significativo.[13]​[14]​ La razón de esta ausencia no es conocida, pero está probablemente relacionada con la rotación del planeta o la falta de convección en el manto. Venus tiene solamente una magnetosfera inducida formada por el campo magnético solar transportado en el viento solar.[13]​ Este proceso consiste en el hecho de que el campo magnético tropieza con un obstáculo, en este caso Venus. La magnetosfera de Venus tiene al menos una onda de choque y una magnetopausa.[13]​[14]​

El punto subsolar de la onda de choque se encuentra a 1900 km (0.3 Rv, donde Rv es el radio de Venus) por encima de la superficie de Venus. Esta distancia ha sido medida en 2007 en un momento de actividad solar mínima.[14]​ En momentos de máxima actividad solar esta distancia puede ser mayor.[13]​ La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km.[14]​ El límite superior de la ionosfera (ionopausa) está aproximadamente a 250 km de altitud. Entre la magnetopausa y la ionopausa existe una barrera magnética que impide al plasma solar penetrar en profundidad en la atmósfera del planeta, al menos durante los períodos de actividad solar baja. El campo magnético en la barrera alcanza los 40 nT.[14]​ Esta zona alcanza un diámetro superior a diez radios del planeta. Es la parte más activa de la magnetosfera venusiana. La energía de los electrones y los iones en esta región es cercana a los 100 ev y 1000 ev respectivamente.[15]​

Debido a la falta de un campo magnético en Venus, el viento solar penetra a bastante profundidad en la exosfera del planeta y causa una sustancial pérdida de elementos de la atmósfera.[16]​ Actualmente los iones que principalmente tienden a ser perdidos son O+, H+ y He+. La proporción de hidrógeno con respecto a la pérdida de oxígeno es cercana a 2, indicando una pérdida continuada de agua.[15]​

Véase también

Referencias

  1. ↑ Marov, Mikhail Ya. (2004). «Mikhail Lomonosov and the discovery of the atmosphere of Venus during the 1761 transit». Proceedings of the International Astronomical Union (Cambridge University Press) 2004 (IAUC196): 209-219. Bibcode:2005tvnv.conf..209M. doi:10.1017/S1743921305001390. 
  2. ↑ Britannica online encyclopedia: Mikhail Vasilyevich Lomonosov
  3. ↑ a b Weart, Spencer, The Discovery of Global Warming, "Venus & Mars", June 2008
  4. ↑ Venus, atmosphere - The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight
  5. ↑ Moshkin B.E., Ekonomov A.P., Golovin Iu.M. (1979), Dust on the surface of Venus, Kosmicheskie Issledovaniia (Cosmic Research), v. 17, p. 280-285
  6. ↑ Atmospheric Flight on Venus (pdf) - Geoffrey A. Landis, Anthony Colozza, and Christopher M. LaMarre. paper IAC-02-Q.4.2.03, AIAA-2002-0819, AIAA0, No. 5
  7. ↑ Atomic and Molecular Physics Division, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, ed. (8 de agosto de 2012). «The HITRAN Database». 
  8. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CFA), Cambridge, MA, USA; V.E. Zuev Insitute of Atmosperic Optics (IAO), Tomsk, Rusia, ed. (11 de agosto de 2012). «Hitran on the Web Information System». 
  9. ↑ Astrobiology: the Case for Venus, Geoffrey A. Landis, Journal of The British Interplanetary Society, vol. 56, no. 7/8, julio-agosto de 2003, pp. 250-254
  10. ↑ Venus Revealed: A New Look Below the Clouds of Our Mysterious Twin Planet, David Grinspoon, ISBN 978-0-201-32839-4
  11. ↑ Venus could be a haven for life, ABC News, 28 de septiembre de 2002
  12. ↑ Cockell, Charles S (1999). «Life on Venus». Plan.Space Sci. 47 (12): 1487-1501. Bibcode:1999P&SS...47.1487C. doi:10.1016/S0032-0633(99)00036-7. 
  13. ↑ a b c d Planetary Magnetospheres
  14. ↑ a b c d e T.L., Zhang; Delva M., Baumjohann W. et al. (2007). «Little or no solar wind enters Venus' atmosphere at solar minimum». Nature 450: 654-656. doi:10.1038/nature06026.  .
  15. ↑ a b Barabash, S.; Fedorov, A.; Sauvaud, J.J.; et al. (2007). «The loss of ions from Venus through the plasma wake». Nature 450: 650-653. doi:10.1038/nature06434. 
  16. ↑ 2004 Venus Transit information page, Venus Earth and Mars, NASA




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