Venus visto por el orbitador Pioneer de la NASA. Imagen ultravioleta de las nubes de Venus tomada en 1979.
Foto: NASA

Venus

Diosa del amor de los griegos antiguos, es el segundo planeta desde el Sol y el sexto en tamaño.

A primera vista, si la Tierra tuviera un gemelo, este sería Venus. Los dos planetas son similares en tamaño, masa, composición y distancia al Sol. Pero hasta aquí terminan las similitudes. Venus no tiene océano y está cubierto por una gruesa capa de nubes que giran muy rápido y atrapan el calor superficial, creando un mundo abrasador tipo invernadero, con temperaturas suficientemente calientes para derretir el plomo y una presión tan intensa como la que hay a 900 metros bajo el océano en la Tierra. Además de atrapar el calor, esta capa de nubes refleja mucho la luz del Sol, por lo que Venus es usualmente el planeta más brillante del cielo.

Aunque normalmente no podemos ver a través de la gruesa atmósfera de Venus, la misión Magallanes de la NASA usó radar para hacer un mapeo de su superficie y la nave Galileo usó los infrarrojos para ver la estructura de las nubes del nivel medio.

Como Mercurio, Venus puede vérsele periódicamente pasando a través de la cara del Sol. Estos tránsitos de Venus ocurren en pares con más de una centuria de separación cada par. Desde que el telescopio se inventó, los tránsitos fueron observados en 1631, 1639; 1761, 1769; y 1874, 1882. El 8 de junio de 2004, los astrónomos de todo el mundo vieron el pequeño punto de Venus pasar a lo largo del Sol; el segundo del par de tránsitos de este siglo 21 ocurrirá el 6 de junio de 2012.

La atmósfera de Venus consiste principalmente de bióxido de carbono, con nubes de gotitas de ácido sulfúrico. Sólo se han detectado algunos rastros de agua en la atmósfera. El efecto invernadero de la gruesa atmósfera, provoca temperaturas por encima de los 470° centígrados. Sondas que han aterrizado en Venus no han sobrevivido más de unas cuantas horas antes de ser destruidas por esas increíbles temperaturas.

El año venusino (periodo orbital) dura aproximadamente 225 días terrestres, mientras que su periodo de rotación es de 243 días terrestres, lo que hace el periodo diurno de Venus de 2,808 horas terrestres. La rotación de Venus es retrógrada (este a oeste) comparada con la rotación prógrada (oeste a este) de la Tierra. Visto desde Venus, el Sol sale por el oeste y se pone en el este.
Conforme Venus avanza en su órbita solar, al tiempo que rota lentamente en reversa sobre su eje, las nubes de la atmósfera giran velozmente en sentido opuesto a la rotación cada 4 días terrestres, impulsadas por vientos constantes tan fuertes como los huracanes. Cómo se forma y se mantiene esta super rotación atmosférica, continúa siendo un tópico de investigación científica. Cerca del 90% de la superficie de Venus parece ser lava basáltica recientemente solidificada; se piensa que el planeta renovó por completo su superficie por la actividad volcánica hace 300 o 500 millones de años.

Compuestos de sulfuro, derivados posiblemente de la actividad volcánica, son abundantes en las nubes de Venus. La química corrosiva y el movimiento de la atmósfera densa, provocan una erosión y desgaste significativos en la superficie. Imágenes de radar de la superficie muestran líneas de viento y dunas de arena. Cráteres menores de 1.5 o 2 kilómetros de ancho no existen en Venus, porque los meteoros pequeños se queman en la densa atmósfera antes de alcanzar la superficie.

Más de 1,000 volcanes o complejos volcánicos de más de 20 kilómetros de diámetro, salpican la superficie de Venus. Flujos volcánicos han producido largos y sinuosos canales extendidos por cientos de kilómetros.
Venus tiene dos grandes áreas de tierras altas:
Tierra de Ishtar, cerca del tamaño de Australia, en la región del polo norte; y Tierra de Afrodita, como del tamaño de América del sur, extendida sobre el ecuador por casi 10,000 kilómetros. Monte Maxwell, la montaña más alta de Venus y comparable al Monte Everest de la Tierra, está en el borde oriental de Tierra de Ishtar.

Venus tiene un núcleo de hierro como de 3,000 kilómetros de radio. No tiene un campo magnético global, a pesar de que el contenido de su núcleo es similar al de la Tierra, ya que la rotación de Venus es muy lenta para generar un campo magnético como el de nuestro planeta.

Tránsito de Venus. El satélite TRACE de la NASA capturó esta imagen de Venus cruzando la cara del Sol, tal como se vio desde su órbita sobre la Tierra el 8 de junio de 2004.
Foto: NASA

Vista global simulada por computadora de la superficie de Venus bajo las nubes.
Imagen compuesta con el mapa de la superficie de Venus obtenida por escaneo de radar de la Misión Magallanes de la NASA y complementada con el mapeo obtenido por el orbitador Pioneer también de la NASA. El color es ficticio, simulando el color de la superficie que mostraron las fotografías de las naves soviéticas Venera 13 y 14.
La imagen fue producida por el Proyecto de Visualización del Sistema Solar y el equipo científico de Magallanes del Laboratorio Multimisión de Procesamiento de Imagen del JPL de la NASA.