Venus

Características orbitales
Dist. media del Sol	0,72333199 UA
Dist. media del Sol	108.208.930 km
Excentricidad	0,00677323
Período orbital (sideral)	224,701 días
Período orbital (sinódico)	583,92 días
Velocidad orbital media	35,0214 km/s
Inclinación	3,39471°
Número de satélites	0
Características físicas
Diámetro ecuatorial	12.103,6 km
Área superficial	4,60 × 108 km²
Masa	4,869 × 1024 kg
Densidad media	5,24 g/cm³
Gravedad superficial	8,87 m/s²
Período de rotación	-243,0187 días (movimiento retrógrado(en sentido de las agujas del reloj visto desde el polo norte))
Inclinación axial	2,64°
Albedo	0,65
Velocidad de escape	10,36 km/s
Temperatura superficial	mín.* media máx. 228 K -45,15 °C 737 K 463,85 °C 773 K 499,85 °C
(*temp. mín. referente a la temperatura sobre nubes)
Características atmosféricas
Presión atmosférica	9321,9 kPa (92 atm )
Dióxido de carbono	96%
Nitrógeno	3%
Dióxido de azufre	0,015%
Vapor de Agua	0,002%
Monóxido de carbono	0,0017%
Argón	0,007%
Helio	0,0012%
Neón	0,0007%
Sulfuro de carbono	Trazas
Cloruro de hidrógeno	Trazas
Fluoruro de hidrógeno	Trazas
Comparación con la Tierra

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. Se trata de un planeta de tipo terrestre o telúrico, llamado con frecuencia el planeta hermano de la Tierra, ya que ambos son similares en cuanto a tamaño, masa y composición. La órbita de Venus es una elipse con una excentricidad de menos del 1%, prácticamente una circunferencia.

Al encontrarse Venus más cercano al Sol que la Tierra, siempre se puede encontrar, aproximadamente, en la misma dirección del Sol (su mayor elongación es de 47,8º, por lo que desde la Tierra se puede ver sólo unas cuantas horas antes del orto o después del ocaso. A pesar de ello, cuando Venus es más brillante puede ser visto durante el día, siendo uno de los tres únicos cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche (los otros son la Luna y el Sol). Venus es normalmente conocido como la estrella de la mañana (Lucero del Alba) o la estrella de la tarde (Lucero Vespertino) y, cuando es visible en el cielo nocturno, es el objeto más brillante del firmamento, aparte de la Luna.

Por este motivo, Venus debió ser ya conocido desde los tiempos prehistóricos. Sus movimientos en el cielo eran conocidos por la mayoría de las antiguas civilizaciones, adquiriendo importancia en casi todas las interpretaciones astrológicas del movimiento planetario. En particular, la civilización maya elaboró un calendario religioso basado en los ciclos de Venus (ver Calendario maya). El símbolo del planeta Venus es una representación estilizada del espejo de la diosa Venus: un círculo con una pequeña cruz debajo, utilizado también para denotar el sexo femenino.

El adjetivo venusiano es comúnmente usado para Venus, aunque es etimológicamente incorrecto. El verdadero adjetivo del latín, venéreo, no se usa porque la acepción moderna de la palabra la asocia con las enfermedades de transmisión sexual. Es junto a la Tierra (diosa Gea de la antigüedad) el único planeta del Sistema Solar con nombre femenino, aparte de dos de los planetas enanos, Ceres y Eris.

 Características orbitales

 Órbita

Aunque todas las órbitas planetarias son elipticas, la órbita de Venus es la más parecida a una circunferencia, con una excentricidad inferior a un 1%.

Como Venus está más cerca del Sol, en la Tierra siempre aparece visto cerca de éste, siendo la máxima distancia angular entre ambos cuerpos (elongación) vistos desde la Tierra de 47,8º. De este modo, desde la Tierra tan sólo puede ser visto pocas horas antes del amanecer o poco después del anochecer. Sin embargo, en los momentos en los que Venus es más brillante puede ser visto de día, siendo uno de los tres cuerpos celestes que pueden ser vistos tanto de día como de noche. Venus es llamado en ocasiones la estrella de la mañana o el lucero del alba.

El ciclo entre dos elongaciones máximas dura 584 días. Después de esos 584 días Venus aparece en una posición a 72º de la elongación anterior. Dado que hay 5 periodos de 72º en una circunferencia, Venus regresa al mismo punto del cielo cada 8 años (menos dos días correspondientes a los Año Bisiesto). Este periodo se conocía como el ciclo Sothis en el Antiguo Egipto.

En la conjunción inferior, Venus puede aproximarse a la Tierra más que ningún otro planeta. El 16 de diciembre de 1850 alcanzó la distancia más cercana a la Tierra desde el año 1800, con un valor de 39.514.827 kilómetros (0,26413854 UA). Ésta será la aproximación más cercana hasta el año 2101, cuando Venus alcanzará una distancia de 39.541.578 kilómetros (0,26431736 UA)

 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). No se sabe el porqué de la peculiar rotación de Venus. Si el Sol pudiese verse desde la superficie de Venus aparecería subiendo desde el Oeste y posándose por el Este, con un ciclo día noche de 116,75 días terrestres y un año venusiano de 1,92 días venusianos. Además de la rotación retrógrada, los periodos orbital y de rotación de Venus están sincronizados de manera que siempre presenta la misma cara del planeta a la Tierra cuando ambos cuerpos están a menor distancia. Esto podría ser una simple coincidencia pero existen especulaciones sobre un posible origen de esta sincronización como resultado de efectos de marea afectando a la rotación de Venus cuando ambos cuerpos están lo suficientemente cerca.

 Características físicas

 Atmósfera de Venus

Venus posee una densa atmósfera, compuesta en su mayor parte por dióxido de carbono y una pequeña cantidad de nitrógeno. La presión al nivel de la superficie es 90 veces superior a la presión atmosférica en la superficie terrestre (una presión equivalente a una profundidad de un kilómetro bajo el nivel del mar en la Tierra). La enorme cantidad de CO₂ de la atmósfera provoca un fuerte efecto invernadero que eleva la temperatura de la superficie del planeta hasta cerca de 460 ºC 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 y de recibir sólo el 25% de su radiación solar (2.613,9 W/m² en la atmósfera superior y 1.071,1 W/m² en la superficie). Debido a la inercia térmica de su masiva atmósfera y al transporte de calor por los fuertes vientos de su atmósfera, la temperatura no varía de forma significativa entre el día y la noche. A pesar de la lenta rotación de Venus (menos de una rotación por año venusiano, equivalente a una velocidad de rotación en el Ecuador de sólo 6,5 km/h), los vientos de la atmósfera superior circunvalan el planeta en tan sólo 4 días, distribuyendo eficazmente el calor. Además del movimiento zonal de la atmósfera de Oeste a Este, hay un movimiento vertical en forma de célula de Hadley que transporta el calor del Ecuador hasta las zonas polares e incluso a latitudes medias del lado no iluminado del planeta.

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. Esto impide a la mayor parte de la luz del Sol que caliente la superficie. El albedo bolométrico de Venus es de aproximadamente el 60%, y su albedo visual es aún mayor, lo cual concluye que, a pesar de encontrarse más cercano al Sol que la Tierra, la superficie de Venus no se calienta ni se ilumina como era de esperar por la radiación solar que recibe. En ausencia del efecto invernadero, la temperatura en la superficie de Venus podría ser similar a la de la Tierra. El enorme efecto invernadero asociado a la inmensa cantidad de CO₂ en la atmósfera atrapa el calor provocando las elevadas temperaturas de este planeta.

Los fuertes vientos en la parte superior de las nubes pueden alcanzar los 350 km/h, aunque a nivel del suelo los vientos son mucho más lentos. A pesar de ello, y debido a la altísima densidad de la atmósfera en la superficie de Venus, incluso estos flojos vientos ejercen una fuerza considerable contra los obstáculos. Las nubes están compuestas principalmente por gotas de dióxido de azufre y ácido sulfúrico, y cubren el planeta por completo, ocultando la mayor parte de los detalles de la superficie a la observación externa. La temperatura en la parte superior de las nubes (a 70 km sobre la superficie) es de -45 ºC. La medida promedio de temperatura en la superficie de Venus es de 464 ºC. El nivel mínimo de temperatura que se encuentra en la tabla de la derecha se refiere al borde superior de las nubes. La temperatura de la superficie nunca baja de los 400 ºC, lo que lo hace el planeta más caliente del sistema solar.

 Geología de Venus

Imagen obtenida por radar de la superficie de Venus, centrada en la longitud 180º Este.

Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la mayoría de los demás planetas mayores (Urano también tiene una rotación retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86º, prácticamente descansa sobre el plano orbital). Se desconoce porqué Venus es diferente en este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada, el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada conjunción inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.

Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes, elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que el Monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell. Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.

La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro.

Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) con muy pocos cráteres de meteoritos. Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven (no más de algunos cientos de millones de años en su mayor parte), lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico.

El interior de Venus es probablemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.

Gráfico de altitud y profundidad de la superficie de Venus.

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 disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular. El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no escapa tan fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría. Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono). 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.

Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado Neith, llamado así por la diosa Sais del Antiguo Egipto, cuyo velo ningún mortal podía levantar. Fue aparentemente observado por primera vez por Giovanni Cassini en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte estrellas tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite, si bien el asteroide 2002 VE₆₈ casi lo es.

 Estructura interna

Sin información sísmica o detalles sobre su momento de inercia, 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 afín: un núcleo, un manto, y una corteza. Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño de Venus indica que las presiones en su interior son considerablemente 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 y proporcionando una explicación viable sobre la carencia de un campo magnético interno.

 Observación y exploración de Venus

 Observaciones históricas

Venus es el astro más característico en los cielos de la mañana y de la tarde de la Tierra (después del Sol y la Luna), y es conocido por el hombre desde la prehistoria. Uno de los documentos más antiguos que sobreviven de la biblioteca babilónica de Ashurbanipal, datado sobre el 1600 a. C., es un registro de 21 años del aspecto de Venus (que los primeros babilonios llamaron Nindaranna). Los antiguos sumerios y babilonios llamaron a Venus «Dil-bat» o «Dil-i-pat»; en la ciudad mesopotámica de Akkad era la estrella de la madre-diosa Ishtar, y en chino su nombre es «Jīn-xīng» (金星, el planeta del elemento metal. Venus se consideró como el más importante de los cuerpos celestes observados por los mayas, que lo llamaron «Chak ek» (la gran estrella). Los antiguos griegos pensaban que las apariciones matutinas y vespertinas de Venus eran dos cuerpos diferentes, y les llamaron Hesperus cuando aparecía en el cielo del oeste al atardecer y Phosphorus cuando aparecía en el cielo del este al amanecer.

Fases de Venus observadas desde la Tierra.

Al encontrarse la órbita de Venus entre la Tierra y el Sol, desde la Tierra se pueden distinguir sus diferentes fases de una forma parecida a las de la Luna. Galileo Galilei fue la primera persona en observar las fases de Venus en diciembre de 1610, una observación que sostenía la entonces discutida teoría heliocéntrica de Copérnico. También anotó los cambios en el tamaño del diámetro visible de Venus en sus diferentes fases, sugiriendo que éste se encontraba más lejos de la Tierra cuando estaba lleno y más cercano cuando se encontraba en fase creciente. Estas observaciones proporcionaron una sólida base al modelo heliocéntrico.

Venus es más brillante cuando el 25% de su disco (aproximadamente) se encuentra iluminado, lo que ocurre 37 días antes de la conjunción inferior (en el cielo vespertino) y 37 días después de dicha conjunción (en el cielo matutino). Su mayor elongación y altura sobre el horizonte se produce aproximadamente 70 días antes y después de la conjunción inferior, momento en el que muestra justo media fase; entre estos intervalos, Venus es visible durante las primeras o últimas horas del día si el observador sabe dónde buscarlo. El período de movimiento retrógrado es de veinte días en cada lado de la conjunción inferior.

En raras ocasiones, Venus puede verse en el cielo de la mañana y de la tarde el mismo día. Esto sucede cuando se encuentra en su máxima separación respecto a la eclíptica y al mismo tiempo se encuentra en la conjunción inferior; entonces desde uno de los hemisferios terrestres se puede ver en los dos momentos. Esta oportunidad se presentó recientemente para los observadores del Hemisferio Norte durante unos días sobre el 29 de marzo de 2001, y lo mismo sucedió en el Hemisferio Sur el 19 de agosto de 1999. Estos eventos de repiten cada ocho años conforme al ciclo sinódico del planeta.

En el siglo XIX, muchos observadores atribuyeron a Venus un período de rotación aproximado de 24 horas. El astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli fue el primero en predecir un período de rotación significativamente menor, proponiendo que la rotación de Venus estaba bloqueada por el Sol (lo mismo que propuso para Mercurio). Aunque realmente no es verdad para ninguno de los dos cuerpos, era una estimación bastante aproximada. La casi resonancia entre su rotación y la mayor aproximación a la Tierra ayudó a crear esta impresión, ya que Venus siempre parece dar la misma cara cuando se encuentra en la mejor posición para ser observado. El período de rotación de Venus fue observado por primera vez durante la conjunción de 1961 con radar desde una antena de 26 metros en Goldstone, California, desde el observatorio de radioastronomía Jodrell Bank en el Reino Unido y en las instalaciones de espacio profundo de la Unión Soviética de Yevpatoria. La precisión fue refinada en las siguientes conjunciones, principalmente desde Goldstone y Yevpatoria. El hecho de que la rotación era retrógrada no fue confirmado sino hasta 1964.

Antes de las observaciones de radio de los años sesenta, muchos creían que Venus contenía un entorno como el de la Tierra. Esto era debido al tamaño del planeta y su radio orbital, que sugerían claramente una situación parecida a la de la Tierra, así como por la gruesa capa de nubes que impedían ver la superficie. Entre las especulaciones sobre Venus estaban las de que éste tenía un entorno selvático o que poseía océanos de petróleo o de agua carbonatada. Sin embargo, las observaciones mediante microondas en 1956 por C. Mayer et al, indicaban una alta temperatura de la superficie (600 K). Extrañamente, las observaciones hechas por A.D. Kuzmin en la banda milimétrica indicaban temperaturas mucho más bajas. Dos teorías en competición explicaban el inusual espectro de radio: una de ellas sugería que las altas temperaturas se originaban en la ionosfera y la otra sugería una superficie caliente.

Uno de los fenómenos de la atmósfera de Venus observado por astrónomos desde la Tierra y aún no explicado es el de las llamadas luces Ashen.

Tránsitos de Venus

Tránsito de Venus sobre el disco solar

Los tránsitos de Venus acontecen cuando el planeta cruza directamente entre la tierra y el Sol y son eventos astronómicos relativamente raros. La primera vez que se observó este tránsito astronómico fue en 1639 por Jeremiah Horrocks y William Crabtree. El tránsito de 1761, observado por Mijaíl Lomonosov, proporcionó la primera evidencia de que Venus tenía una atmósfera, y las observaciones de paralaje del siglo XIX durante sus tránsitos permitieron obtener por primera vez un cálculo preciso de la distancia entre la Tierra y el Sol. Los tránsitos sólo pueden ocurrir en junio o diciembre, siendo éstos los momentos en los que Venus cruza la eclíptica (al plano en el que la Tierra orbita alrededor del Sol), y suceden en pares a intervalos de ocho años, separados dichos pares de tránsitos por más de un siglo. El anterior par de tránsitos sucedió en 1874 y 1882, y el presente par de tránsitos son los de 2004 y 2012.

 Exploración espacial de Venus

La órbita de Venus es un 28% más cercana al Sol que la de la Tierra. Por este motivo, las naves que viajan hacia Venus deben recorrer más de 41 millones de kilómetros adentrándose en el pozo gravitatorio del Sol, perdiendo en el proceso parte de su energía potencial. La energía potencial se transforma entonces en energía cinética, lo que se traduce en un aumento de la velocidad de la nave. Por otro lado, la atmósfera de Venus no invita a las maniobras de frenado atmosférico del mismo tipo que otras naves han efectuado sobre Marte, ya que para ello es necesario contar con una información extremadamente precisa de la densidad atmosférica en las capas superiores y, siendo Venus un planeta de atmósfera masiva, sus capas exteriores son mucho más variables y complicadas que en el caso de Marte.

La primera sonda en visitar Venus fue la sonda espacial soviética Venera 1 el 12 de febrero de 1961, siendo la primera sonda lanzada a otro planeta. La nave resultó averiada en su trayecto y la primera sonda exitosa en llegar a Venus fue la americana Mariner 2, en 1962. El 1 de marzo de 1966, la sonda soviética Venera 3 se estrelló sobre Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en alcanzar la superficie del planeta. A continuación diferentes sondas soviéticas fueron acercándose cada vez más en el objetivo de posarse sobre la superficie venusiana. La Venera 4 entró en la atmósfera de Venus el 18 de octubre de 1967 y fue la primera sonda en transmitir datos medidos directamente en otro planeta. La cápsula midió temperaturas, presiones y densidades, y realizó once experimentos químicos para analizar la atmósfera. Sus datos mostraban un 95% de dióxido de carbono, y en combinación con los datos de ocultación de la sonda Mariner 5, mostró que la presión en la superficie era mucho mayor de lo previsto (entre 75 y 100 atmósferas). El primer aterrizaje con éxito en Venus lo realizó la sonda Venera-7 el 15 de diciembre de 1970. Esta sonda reveló unas temperaturas en la superficie de entre 457 y 474 grados Celsius. La Venera-8 aterrizó el 22 de julio de 1972. Además de dar datos sobre presión y temperaturas, su fotómetro mostró que las nubes de Venus formaban una capa compacta que terminaba a 35 kilómetros sobre la superficie.

La multisonda Pioneer con su orbitador principal y las tres sondas atmosféricas.

La sonda soviética Venera 9 entró en la órbita de Venus el 22 de octubre de 1975, convirtiéndose en el primer satélite artificial de Venus. Una batería de cámaras y espectrómetros devolvieron información sobre la capa de nubes, la ionosfera y la magnetosfera, así como mediciones de la superficie realizadas por radar. El vehículo de descenso de 660 kilogramos de la Venera 9 se separó de la nave principal y aterrizó, obteniendo las primeras imágenes de la superficie y analizando la corteza con un espectrómetro de rayos gamma y un densímetro. Durante el descenso realizó mediciones de presión, temperatura y fotométricas, así como de la densidad de las nubes. Se descubrió que las nubes de Venus formaban tres capas distintas. El 25 de octubre, la Venera 10 realizó una serie similar de experimentos.

En 1978, la NASA envió la sonda espacial Pioneer Venus. La misión Pioneer Venus consistía en dos componentes lanzados por separado: un orbitador y una multisonda. La multisonda consistía en una sonda atmosférica mayor y otras tres más pequeñas. La sonda mayor fue desplegada el 16 de noviembre de 1978, y las tres pequeñas lo fueron el 20 de noviembre. Las cuatro sondas entraron en la atmósfera de Venus el 9 de diciembre, seguidas por el vehículo que las portaba. Aunque no se esperaba que ninguna sobreviviera al descenso, una de las sondas continuó operando hasta 45 minutos después de alcanzar la superficie. El vehículo orbitador de la Pioneer Venus fue insertado en una órbita elíptica alrededor de Venus el 4 de diciembre de 1978. Transportaba 17 experimentos y funcionó hasta agotar su combustible de maniobra, momento en el que perdió su orientación. En agosto de 1992 entró en la atmósfera de Venus y fue destruida.