Atmosferas planetarias: o caso de Venus

Venus é o segundo planeta máis próximo ao Sol, que funciona nunha órbita case circular a unha distancia de 0,72 UA (unidade astronómica, distancia media entre a Terra e o Sol, case 150 millóns de quilómetros). O tempo que tarda Venus en dar una volta ao redor do Sol (224,7 días na Terra) é menor que o seu período de rotación (243 días na Terra). É dicir, en Venus o ano é máis curto que o día. O eixo de rotación do planeta é case perpendicular á eclíptica, ao plano que define o Ecuador do Sol. Por iso, Venus non ten estacións e xira en sentido contrario ao resto de planetas do Sistema Solar (ver figura 1).

Venus é moi similar en moitos aspectos á Terra, por exemplo, polo seu tamaño (o radio de Venus é o 95% da Terra) e pola súa masa (96,1%). Pero noutras ocasións, ambos os planetas non teñen nada que ver, por exemplo, coa atmosfera. O da terra está composto principalmente por nitróxeno (N 2 , 78,1%) e osíxeno (0 2 , 21%). A de Venus, pola súa banda, é de dióxido de carbono (CO 2 , 96,5%) e nitróxeno (N 2 , 3,5%), e a presenza de auga é só de 20 ppm (partes por millón). Isto fai que a atmosfera de Venus sexa moito máis densa e quente. De feito, a presión atmosférica na superficie é de 90 bar, 90 veces maior que na superficie terrestre, e a temperatura de 460 ºC. Por si isto fose pouco, as nubes son de ácido sulfúrico, polo que a choiva é moi corrosiva, pero debido ás altas temperaturas se evapora antes de chegar á superficie. Estas condicións extremas dificultan moito a exploración da superficie. Só as sondas espaciais soviéticas Venera dos anos 70 conseguiron pousarse en superficie e non excederon os 110 minutos de actividade.

Efecto invernadoiro

Algúns gases potencialmente presentes na atmosfera, como o dióxido de carbono, o metano e o vapor de auga, provocan o efecto invernadoiro en varios planetas. A radiación solar atópase case na súa totalidade dentro do espectro visible, e dado que os gases mencionados non absorben estas lonxitudes de onda, a luz pode chegar sen obstáculos á superficie e aumentar a súa temperatura. Doutra banda, a calor que a superficie do planeta emite ao espazo, a radiación térmica, sitúase no espectro infravermello, e dado que os citados gases poden absorber esas lonxitudes de onda, a radiación queda "atrapada" na atmosfera, aumentando aínda máis a temperatura.

Tanto na Terra como en Venus hai efecto invernadoiro, pero hai dúas grandes diferenzas. Por unha banda, o CO 2 e a cantidade de vapor de auga presentes na atmosfera terrestre son moi baixos en comparación co CO 2 de Venus. E doutra banda, a Terra ten auga; os océanos teñen a capacidade de destruír CO 2, equilibran en certa medida o efecto invernadoiro (polo menos a parte intrínseca do efecto, non a provocada polo home) e a temperatura media na superficie terrestre é de 15 ºC, é dicir, o planeta é habitable. En Venus, con todo, non hai océanos e o efecto invernadoiro provoca temperaturas incribles (460ºC).

Figura . Debido ás nubes e aos gases de efecto invernadoiro, parte da radiación térmica emitida pola superficie non pasa ao espazo, o que provoca un quecemento da atmosfera. Imaxe: Itziar Garate.

Con todo, na superficie hai dióxido de carbono. De feito, do mesmo xeito que na atmosfera de Venus hai CO 2 como minerais carbonados, polo que se considera que ambas as atmosferas, a pesar de ter as mesmas condicións iniciais, sufriron evolucións moi diferentes. Antigamente Venus podería ser moi parecido á Terra, con temperaturas máis baixas e con auga líquida na superficie. Nalgún momento, o planeta podería comezar a quentarse até evaporar todo a auga superficial, o que, ao ser o vapor de auga máis efectivo no efecto invernadoiro que o CO 2, aumentaría aínda máis a temperatura. Entón, podería empezar a sublimar o carbono das rocas e xerar CO 2 máis ao reaccionar co osíxeno atmosférico. Ao sublimar todo o carbono á atmosfera, alcanzaría un equilibrio de temperatura e presión máis alta e formaría o Venus que hoxe coñecemos.

Superrotación

Ademais da composición, a dinámica atmosférica de Venus é moi diferente á da Terra. No noso planeta, o período de rotación da atmosfera é moi similar ao da superficie, é dicir, o tempo que tardan en virar a atmosfera ao redor do planeta e a propia Terra é moi similar. En Venus, a velocidade da atmosfera aumenta coa altura até alcanzar os 65 quilómetros. Alí a atmosfera ten una velocidade máxima de 360 km/h, é dicir, móvese 60 veces máis rápido que a superficie. Na Terra, con todo, os ventos máis fortes só teñen velocidades que superan nun 10-20% a rotación do planeta. Este fenómeno coñécese como superrotación, e aínda non se coñece a súa orixe nin como se pode manter.

No Sistema Solar hai outro caso de superrotación, en Titán. Titán é a lúa máis grande de Saturno, a única cunha atmosfera destacada. Do mesmo xeito que no caso de Venus, ten una rotación lenta e una atmosfera rápida. Un día de titanio dura 16 días terrestres, pero os ventos a 125 km de altura desprázanse entre 8 e 9 veces máis rápido que a superficie.

Absorbente ultravioleta

Outra característica importante de Venus é que está totalmente cuberto de nubes. Aínda que estas nubes non son aisladamente grosas, a opacidade de toda a capa de nubes que se estende a unha altura aproximada de 45-65 km impide a observación da que está por baixo. Na actualidade, utilizando o espectrómetro de imaxes da nave espacial Venus Express da Axencia Espacial Europea ou una cámara con filtros específicos, analízase o espectro electromagnético da radiación emitida polo planeta, xa que medindo a radiación de diferente lonxitude de onda pódense estudar as diferentes propiedades e alturas da atmosfera.

Figura . As dúas imaxes da esquerda son instantáneas e mostran as nubes da parte superior da capa de nubes. As dúas da dereita son catro días despois e mostran as nubes a 45 e 65 km da atmosfera respectivamente. Fonte: ESA.

Por exemplo, na zona ultravioleta, parte do planeta actual, pódese observar a luz solar reflectida. Como a reflexión prodúcese na parte superior da capa de nubes, as imaxes ultravioletas presentan a distribución das nubes a 65 km na atmosfera (ver figura 3). De feito, as zonas luminosas e escuras ven intercaladas nas imaxes, o que indica a existencia dun potente absorbente de luz ultravioleta aínda descoñecida.

O 75% da luz que chega a Venus reflíctese, pero como case a totalidade da radiación do Sol é visible, nesas lonxitudes de onda o planeta é moi brillante e non se aprecian zonas de nubes nas imaxes. Se imos a unha radiación infravermella de maior lonxitude de onda, mergullámonos no espectro de emisión térmica. É dicir, na zona de radiación emitida por un corpo pola mera presenza a unha temperatura determinada. Por tanto, a medida dunha emisión térmica pode axustarse a unha temperatura específica da atmosfera e por tanto a unha altura.

Así, sábese que a emisión de 1,1 µm de lonxitude de onda provén da superficie ou que a radiación de 3,80 µm corresponde ás nubes superiores. A distribución espacial das nubes que vemos nas imaxes, en lugar de indicar a emisión directa das nubes, pode indicar as nubes que se converten en fonte de opacidade. No caso dunha radiación de 1,74 µm, por exemplo, a emisión ten a súa orixe na parte máis baixa da atmosfera, pero na ascensión atópase coas nubes situadas a 45 km e é parcialmente absorbida. É dicir, as nubes actúan como filtros e cada una delas dificulta a cantidade de radiación.

Vórtice polar sur

Se se elixen as lonxitudes de onda adecuadas paira a observación de Venus, as imaxes mostran diferentes estruturas de nubes. Os vórtices son estruturas complexas de ventos nubrados que viran rapidamente ao redor dun centro. Os remolinos de auga e os furacáns son exemplo dos violentos da Terra, pero tamén os violíns polares do Ártico e da Antártida, ciclóns que viran ao redor dos polos. Son moitos os planetas do Sistema Solar que teñen violencias polares. Algúns teñen una forma rara, pero o violín do Polo sur de Venus é o máis versátil de todos.

Figura . A vórtice polar sur de Venus ten centos de caras que alteran a súa forma día a día. Os paneis superiores desta imaxe móstrannos as nubes a 65 km e as inferiores a 45 km. Fonte: ESA.

Na súa primeira xira ao planeta, a nave espacial Venus Express comprobou que no Polo sur existía un vórtice xigante en forma de "dobre ollo". Desde entón, as imaxes infravermellas de alta resolución da ferramenta VIRTIS mostraron que esta estrutura ás veces ten forma dipolar e outras veces máis redondeada, aínda que xeralmente ten una forma de transición entre ambas as configuracións.

En xeral, aínda que en poucos días salta dunha estrutura a outra, algunhas delas son estables durante varios días. Nestes casos, se se considera que as nubes son trazadores pasivos que son arrastrados polo vento, pódese medir a velocidade do vento. Así, observouse que a violencia está afastada do Polo sur do planeta e que se está movendo ao seu ao redor de forma impredicible. Este movemento é do mesmo sentido e velocidade que a atmosfera. Por tanto, a pesar de tratarse de pequenos movementos que destrúen e rexeneran constantemente a estrutura, no seu conxunto a violencia móvese coa atmosfera.

O único patrón permanente é a estrutura anular que rodea á vórtice e que adoita estar a uns 15 ºC por baixo da zona. Tanto a violencia como a persistencia dos aneis poden indicar una relación dinámica entre as dúas estruturas, pero aínda non está claro cal pode ser.

A dinámica da violencia pode estar relacionada coa superrotación do resto da atmosfera. Ou quizais non. É posible que máis de mil volcáns do planeta participen no proceso de formación das nubes debido a unha certa influencia das novas partículas que emiten á atmosfera. Ou quizais non. O único que está claro é que Venus é un planeta cheo de misterio. Por tanto, non é de estrañar a curiosidade actual polo astro que se chamou "o noso planeta xemelgo".

Referencias