Bajo las nubes de Venus (I)

1992/05/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Los intentos por superar la barrera de las nubes de Venus a la superficie del planeta comenzaron hace tiempo. Estos ensayos siempre se han basado en el uso del radar, porque las ondas centimétricas pueden atravesar sin problemas la capa de nubes. Hacia 1960 se construyeron los primeros radares de potencia suficiente para recibir los ecos devueltos por Venus, y las primeras observaciones se realizaron en la conjunción de 1961, repitiéndose en las sucesivas conjunciones. Era un problema.

Es muy difícil realizar medidas altimétricas desde el suelo. Por ello, a partir de diciembre de 1978 se pensó en colocar un radar altimétrico en el Pioneer Venus I que iba a orbitar Venus. (Este espacio fue especialmente diseñado para el estudio de la atmósfera). La resolución del altímetro era de 200 m. El radar de medidas horizontales, por su parte, se sitúa en torno a los 100 km.

No es algo grande si tenemos en cuenta que en condiciones adecuadas se podían separar estructuras de entre 10 y 20 km de la Tierra, pero a cambio Pioneer I envió imágenes del 93% de Venus, mucho más de lo que se podía cartografiar desde la Tierra. Desde entonces, en la década pasada, Venera recibió imágenes de 15 y 16 kilómetros y medio de resolución. Sin embargo, sólo se logró una visión muy general de Venus. En los últimos tiempos, a través de los radares del espacio Magellan, los científicos están “viendo” con mucha más precisión.

Tras quince meses y un viaje de más de 1.500 millones de kilómetros, el espacio Magellan comenzó a orbitar el 10 de agosto de 1990. Tras varios problemas de comunicación en los primeros días, el 15 de septiembre del mismo año comenzó a cartografiar el planeta. Actualmente el 98% de los datos llegan sin problemas. El primer ciclo de 8 meses de cartografía finalizó el 15 de mayo de 1991. Realizando 6.000 giras alrededor del planeta, ha analizado el 90% de la superficie de Venus. En el segundo ciclo que ha finalizado a principios de año, ha cubierto los errores cometidos en el primero y también enviará información sobre las latitudes meridionales que se descartaron en el primer ciclo.

Para ello se le han tenido que ordenar unos cambios de órbita desde la Tierra. En unos cinco años cumplirá 8 ciclos, mejorando así la resolución y, en definitiva, enviará imágenes de toda la superficie, tal y como envió hace 20 años Mariner 9 desde Marte. Pero hay una diferencia. Magellan envió más datos durante tres días al Mariner 9 que durante toda la misión. Sin duda, las imágenes de radar son ininterpretables respecto a las fotos, como se puede apreciar en las informaciones que vamos a ofrecer, pero los científicos ya han dado una visión general del planeta tras el análisis provisional de los datos que ha enviado Magellane a lo largo del primer ciclo.

Si lo comparamos con la Tierra y nos atenemos a la primera impresión, la apariencia de Venus es similar a la de nuestro planeta en la primera etapa de su evolución, es decir, similar a la de la recién creada Tierra desde que se endureció la superficie (hace unos 4.500 millones de años) hasta poco antes de que surgiera la vida (hace 2.500 millones de años). Esto no significa que la superficie de Venus sea tan antigua. Por el contrario, las incidencias más antiguas identificadas en superficie parecen no superar los 1.000 millones de años y la mayor parte no se estima que tenga más de 400 millones de años. Por lo tanto, la edad superficial de Venus oscila entre la de la Tierra (cientos de millones de años) y la de Martitz, Mercurio o la Luna (unos pocos miles de millones de años).

En cuanto a su composición, la superficie de Venus es similar a los fondos de los mares terrestres. Sin embargo, debido a la alta temperatura del planeta, las rocas se encuentran a medio camino del punto de fusión, por lo que se considera que actuarán como las rocas blandas de los continentes.

Por otro lado, Venus es un planeta relativamente llano. El 60% de la superficie se encuentra dentro de una diferencia de altura de 1 kilómetro. El porcentaje alcanza el 80% si la distancia de altura es de 2 km. Los territorios más altos, por encima de la altura media de la superficie, es decir, por encima del valor medio del radio (6.051,4 km), son sólo el 5%, y podríamos decir que son los continentes de Venus. Son principalmente dos: Ishtar Terra y Aphrodite Terra.

Ishtar Terra se encuentra en el hemisferio norte, en latitudes relativamente grandes, y es aproximadamente del tamaño de Australia. Tiene una gran llanura llamada Lakshmi Planum. En el límite sur de esta llanura se encuentran los montes Danu, unos 500 m por encima, descendiendo unos tres mil metros por el otro lado hasta las llanuras del sur. En Ishtar también se encuentra la cota más alta de Venus, el monte Maxwell, a 11 km sobre el nivel medio. Aphrodite Terra no es tan alto como Ishtar Terra, pero sí más amplio. Desde este punto de vista no podemos decir que la Tierra y Venus se parezcan mucho. En nuestro planeta el 65% de la tierra está submarina y el 35% son continentes. Además, gran parte de los territorios submarinos se encuentran a 5 o 6 km por debajo de la altura del mar.

Antes hemos hablado de la edad de la superficie de Venus, limitándola entre la de la Tierra y la de Marte o Mercurio. Esto significa que la superficie ha sufrido modificaciones o innovaciones. ¿Cuáles son los mecanismos que han participado en esta evolución? En un principio, la impresión general de los científicos es que el arreglo ha sido realizado por agentes muy similares a los que han tenido lugar en la Tierra, como bulcanismos, choques de meteoritos, tectónica de placas y erosión. Sin embargo, hay otros que no ven claramente el problema, porque en la Tierra y en Venus los resultados han sido bastante diferentes. Hay que reconocer que existen diferencias significativas en el desarrollo de estos procesos. Veamos.

El proceso que más fuerza ha tenido ha sido el de los volcanes. Al menos en el 80% de la superficie de Venus, el vulcanismo es el último proceso geológico que se ha dado. Por lo tanto, en los últimos cien mil años la superficie ha sido prácticamente restaurada. Todavía no se puede determinar si el proceso fue consecuencia de una gran catástrofe o de pequeñas erupciones ocurridas durante muchos años.

La influencia de los impactos de los meteoritos tampoco es la misma que se ha producido en la Luna o en planetas con una atmósfera delgada. Debido a su densidad, la atmósfera de Venus es un gran obstáculo para los meteoritos que quieren llegar. Los más pequeños se deshacen antes de llegar al suelo, mientras que los mayores se dividen. Sin embargo, los cráteres accionados por impacto desde más de 20 km han generado flujos de lava. Sorprendentemente, no hay ninguna región en toda Venus que conserve los cráteres de la primera era del Sistema Solar, como en las tierras altas del sur de la Luna.

En cuanto a la tectónica, tiene su hueco en Venus. En una pequeña proporción de la superficie sobre la que no ha llegado la actividad volcánica se han podido apreciar pruebas de movimiento de placas. De hecho, en ambos continentes se pueden encontrar distintas estructuras. Ishtar Terra es la región más singular e incomprensible: son regiones de tipo mosaico formadas por teselas situadas uno o dos kilómetros por encima de las llanuras volcánicas. Por otro lado, hay quienes creen que Ishtar se debe a la acumulación de la superficie.

Se cree que la estructura de Aphrodite Terra podría ser también consecuencia de la tectónica, pero todavía no se ha aclarado el proceso. Sin embargo, se observa claramente que el comportamiento de la tectónica de Venus es diferente al de la Tierra.

La erosión es el agente menos importante de Venus. Evita la erosión provocada por la atmósfera, la Luna o los micrometeoritos que soportan Mercurio, y por otra parte, el planeta es tan seco que no debe verse afectado por el agua que soporta la Tierra. Nos queda el viento como único agente y al no tener mucha fuerza a nivel superficial, provoca cambios muy pequeños.

En esta ocasión he querido dar una visión general. En la siguiente profundizaremos más en los detalles para comprender mejor cómo se desarrolla la investigación y en qué se basa

EFEMÉRIDES SOL: 20 de mayo, a las 19 h 12 m entra en Géminis. LUNA: LUNA NUEVA CUARTO CRECIENTE LUNA LLENA CUARTO MENGUANTE díahora 217 h 44 min. 915 h 43 min 1616 h 3min 2415 h 53 min. PLANETAS MERCURIO: como decíamos en abril, en mayo también deberíamos ser visionarios a la mañana. Pero tampoco aparecerá una hora antes que el Sol. Por lo tanto, será muy difícil verla. VENUS: los valores de elongación de este planeta son muy bajos, bajando de 11ºW a 5ºW. Por lo tanto, aunque su brillo sea grande, no será visible. MARTITZ: los meses anteriores lo veíamos a la mañana, pero a mediados de mayo saldrá a las dos y media (UT). Aparece cada vez más temprano y a lo largo de la noche va ganando altura en el cielo. Su magnitud se acerca a 1,0. JÚPITER: seguirá apareciendo en el cielo al anochecer, pero cada día más bajo, es decir, cada día más temprano. Al final del mes se guardará para una hora de la noche (UT). SATURNO: Como Martitz sale cada vez antes. Además, este avance es más rápido que en el caso de Marte. Por ejemplo, a mediados de mayo aparecerá para 1h y al final para 0h (UT).