Venus posee la atmósfera más densa de todos los planetas rocosos. Es una atmósfera de segunda generación, el hidrógeno y helio primordiales fueron eliminados, bien por el viento solar o por una gravedad insuficiente para mantener estos gases tan ligeros. La masa de Venus es sólo ligeramente inferior a la terrestre, por lo que todavía conserva, después de unos cuatro mil millones de años, un núcleo líquido en su interior, lo que le permite  tener actividad geológica, con multitud de volcanes y tectónica de placas. Esta corteza activa  produjo gases que son los que ahora presenta en su atmósfera.

La presión atmosférica en su superficie es  de 92 atmósferas. Y su composición es un 96% de dióxido de carbono, un 3% de nitrógeno, 0.015% de dióxido de azufre, 0.007% de argón, 0.002% de vapor de agua, 0,0017% de monóxido de carbono y 0.0012% de helio. En cantidades aún menores (trazas) están presentes sulfuro de carbono, cloruro de hidrógeno y fluoruro de hidrógeno.

¿Cómo ha conseguido Venus la atmósfera que tiene actualmente? La atmósfera primigenia de gases ligeros duró poco en la historia de Venus, el hidrógeno que no se perdió por su baja gravedad superficial y no fue expelido por el viento solar, se combinó rápidamente con los óxidos de su superficie, produciendo agua, que se unió a la traída por los cometas en el Bombardeo Tardío Masivo, generando grandes cantidades de agua. Se cree que Venus poseía grandes y extensos océanos, mayores que los que presenta hoy la Tierra. Pero la situación cambió dramáticamente por el posible impacto que recibió por otro planetoide que le causó la rotación retrógrada lenta y unido a una mayor radiación que recibía del Sol (comparada con la Tierra) y la actividad geológica intensa, la atmósfera acumulaba calor a un ritmo frenético, lo que evaporó los océanos en apenas 600 millones de años. Las moléculas de agua de disociaron por la intensa radiación ultravioleta y mientras el hidrógeno se escapaba, el oxigeno continuaba la oxidación del carbono, aumentando la proporción de este gas y el efecto invernadero que produce, subiendo la temperatura planetaria y acelerando este proceso.

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Aspecto de venus hace unos 3000 millones de años

Aparte del CO2, gran parte de los gases presentes en Venus se explican por la intensa actividad geológica volcánica que presenta, como el dióxido de azufre, monóxido de carbono, sulfuro de carbono o fluoruro de hidrógeno.

Una cosa es la composición atmosférica y otra muy diferente es las condiciones en la que están estos gases. La temperatura máxima es de 500°C y la media de 464°C. Aquí entran en acción los otros dos pilares que modelan la atmósfera venusina aparte de la actividad geológica de su superficie. El primero de ellos es el efecto invernadero. El gas dominante con diferencia en la atmósfera es el dióxido de carbono, y si añadimos también el dióxido de azufre, estamos en presencia de dos de los gases que más contribuyen a este efecto. Recordemos que el efecto invernadero consiste en que una capa atmosférica compuesta por estos tipos de gases es semitransparente a la luz visible, parte de la luz es absorbida por la atmósfera y otra parte llega a la superficie. El suelo absorbe esta radiación y la cambia   de longitud de onda, transformándola en infrarroja, que la rebota. Pero la atmosfera es casi totalmente opaca a la luz infrarroja, que la absorbe o la rebota indefinidamente. La capa atmosférica hace de manta y no deja escapar el calor al espacio. Esto explica la elevada temperatura media que presenta Venus.

El segundo factor que provoca las condiciones atmosféricas en este planeta es su periodo de rotación. La rotación de Venus es muy particular, primero porque es retrógrada (único planeta que la presenta) y segundo que es muy lenta. Venus tiene una rotación cada 243 días, menos tiempo que una traslación, que la realiza en 224 días. Eso hace que el calor se reparta muy uniformemente por toda su superficie, sin apenas diferencia térmica entre la cara expuesta al Sol y la cara en sombra. Esto da muy poca amplitud térmica entre la noche y el día.

Este periodo de rotación lento provoca otro efecto en la atmósfera venusina. Éste es la minúscula aportación de la fuerza de Coriolis en el equilibrio geostrófico en la atmósfera de este planeta. Recordamos que la circulación atmosférica en un planeta viene determinada por su equilibrio geostrófico, suma de las direcciones de las dos fuerzas principales que aparecen en una atmósfera de un cuerpo en rotación. Por un lado está la fuerza que deriva de la diferencia de presión entre dos puntos y por otro, una de las fuerzas no inerciales que aparecen en cuerpos en rotación, la llamada fuerza de Coriolis. Uno de los factores de los que depende esta fuerza es de la velocidad angular de rotación del objeto, que para el caso de Venus es muy pequeña. Eso deja prácticamente sola como fuerza para la dinámica atmosférica, a la fuerza generada por la diferencia de presión. Ahora bien, las diferencias de presión se causan principalmente por diferencias de temperatura de las masas de aire. Estamos en un planeta con diferencias mínimas de temperatura, lo que nos deja muy poca actividad atmosférica. Venus es probablemente el planeta con la atmósfera más estable del Sistema Solar.

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La atmosfera venusina se extiende unos 100 Km. en dos partes bien diferenciadas. Una troposfera de unos 70 Km. de espesor y una capa superior, la termosfera, con los 30 Km. restantes. La troposfera está compuesta de dióxido de carbono desde la superficie hasta unos 50 Km. de altura. Por encima se encuentra una neblina de polvo y gotas precipitándose de ácido sulfúrico, que provienen de unas nubes densas de ácido sulfúrico situadas entre los 50 y 70 Km. de altura. A partir de esa altura, en la termosfera, la temperatura se reduce enormemente y se produce una neblina helada de ácido sulfúrico, que es la última capa atmosférica. Capa que es la que veíamos al telescopio o con los satélites artificiales que orbitaron Venus hasta que mandamos sondas que se adentraron en esta apasionante atmosfera de nuestro vecino, el planeta Venus.

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