Atmósfera de Venus
Capa de gas que rodea a Venus

Atmósfera de Venus
Venus
La estructura de las nubes en la atmósfera de Venus
revelada mediante observaciones ultravioleta
Información general [1]
Altura250 kilómetros (160 millas)
Presión superficial media93 bares (1350 psi)
Masa4,8 × 10 20  kilos
Especies químicasFracción molar
Composición [1] [2]
Dióxido de carbono96,5 %
Nitrógeno3,5 %
Dióxido de azufre150  ppm
Argón70 ppm
Vapor de agua20 ppm
Monóxido de carbono17 ppm
Helio12 ppm
Neón7 ppm
Cloruro de hidrógeno0,1–0,6 ppm
Fluoruro de hidrógeno0,001–0,005 ppm

La atmósfera de Venus es la capa muy densa de gases que rodea al planeta Venus . La atmósfera de Venus está compuesta por un 96,5% de dióxido de carbono y un 3,5% de nitrógeno , con otros compuestos químicos presentes solo en cantidades traza. [1] Es mucho más densa y caliente que la de la Tierra ; la temperatura en la superficie es de 740  K (467 °C, 872 °F), y la presión es de 93 bar (1350 psi), aproximadamente la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) bajo el agua en la Tierra. La atmósfera de Venus sostiene capas de nubes opacas de ácido sulfúrico que cubren todo el planeta, lo que impide la observación óptica desde la Tierra y desde la órbita de la superficie. La información sobre la topografía de la superficie se ha obtenido exclusivamente mediante imágenes de radar .

Aparte de las capas más superficiales, la atmósfera se encuentra en un estado de circulación vigorosa. [3] La capa superior de la troposfera exhibe un fenómeno de superrotación , en el que la atmósfera gira alrededor del planeta en solo cuatro días terrestres, mucho más rápido que el día sideral del planeta de 243 días. Los vientos que sustentan la superrotación soplan a una velocidad de 100 m/s (≈360 km/h o 220 mph) [3] o más. Los vientos se mueven a una velocidad hasta 60 veces la velocidad de rotación del planeta, mientras que los vientos más rápidos de la Tierra tienen solo entre el 10% y el 20% de la velocidad de rotación. [4] Por otro lado, la velocidad del viento se vuelve cada vez más lenta a medida que disminuye la elevación desde la superficie, y la brisa apenas alcanza la velocidad de 2,8 m/s (≈10 km/h o 6,2 mph) en la superficie. [5] Cerca de los polos hay estructuras anticiclónicas llamadas vórtices polares . Cada vórtice tiene doble ojo y muestra un patrón característico de nubes en forma de S. [6] Por encima hay una capa intermedia de mesosfera que separa la troposfera de la termosfera . [3] [2] La termosfera también se caracteriza por una fuerte circulación, pero muy diferente en su naturaleza: los gases calentados y parcialmente ionizados por la luz solar en el hemisferio iluminado por el sol migran al hemisferio oscuro donde se recombinan y descienden . [2]

A diferencia de la Tierra, Venus carece de campo magnético. Su ionosfera separa la atmósfera del espacio exterior y del viento solar . Esta capa ionizada excluye el campo magnético solar , lo que le da a Venus un entorno magnético distintivo. Esto se considera la magnetosfera inducida de Venus . Los gases más ligeros, incluido el vapor de agua, son expulsados ​​continuamente por el viento solar a través de la cola magnética inducida . [3] Se especula que la atmósfera de Venus hasta hace unos 4 mil millones de años era más parecida a la de la Tierra con agua líquida en la superficie. Un efecto invernadero descontrolado puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el posterior aumento de los niveles de otros gases de efecto invernadero . [7] [8]

A pesar de las duras condiciones de la superficie, la presión atmosférica y la temperatura a unos 50 km a 65 km sobre la superficie del planeta son casi las mismas que las de la Tierra, lo que hace que su atmósfera superior sea la zona más parecida a la Tierra en el Sistema Solar , incluso más que la superficie de Marte . Debido a la similitud en presión y temperatura y al hecho de que el aire respirable (21% de oxígeno , 78% de nitrógeno ) es un gas de elevación en Venus de la misma manera que el helio es un gas de elevación en la Tierra, la atmósfera superior se ha propuesto como un lugar tanto para la exploración como para la colonización . [9]

Historia

Christiaan Huygens fue el primero en plantear la hipótesis de la existencia de una atmósfera en Venus. En el Libro II de Cosmotheoros, publicado en 1698, escribe: [10]

A menudo me he preguntado si, cuando he visto a Venus en su punto más cercano a la Tierra, cuando parecía una media luna que empezaba a tener algo parecido a cuernos, a través de un telescopio de cuarenta y cinco o sesenta pies de largo, siempre me pareció igualmente lúcida en todas partes, y no puedo decir que haya observado ni un solo punto en ella, aunque en Júpiter y Marte, que nos parecen mucho menos, se perciben con mucha claridad. Porque si Venus tuviera algo así como mar y tierra, el primero necesariamente debe aparecer mucho más oscuro que el otro, ya que cualquiera puede convencerse de que, desde una montaña muy alta, bastará con mirar hacia abajo para ver nuestra Tierra. Pensé que tal vez la luz demasiado viva de Venus podría ser la causa de esta apariencia igual; pero cuando utilicé un catalejo ahumado para ese propósito, seguía siendo lo mismo. ¿Qué, entonces, Venus no tiene mar, o las aguas allí reflejan la luz más que las nuestras, o su tierra menos? o mejor dicho (lo que es lo más probable en mi opinión) ¿no es toda esa Luz que vemos reflejada desde una Atmósfera que rodea a Venus, la cual, siendo más espesa y más sólida que la de Marte o Júpiter, impide que veamos nada del Globo en sí, y es al mismo tiempo capaz de devolver los Rayos que recibe del Sol?

La evidencia decisiva de la atmósfera de Venus fue proporcionada por Mikhail Lomonosov , basándose en su observación del tránsito de Venus en 1761 en un pequeño observatorio cerca de su casa en San Petersburgo , Rusia . [11]

Estructura y composición

Composición

Composición de la atmósfera de Venus. El gráfico de la derecha es una vista ampliada de los oligoelementos que, en conjunto, no representan ni siquiera una décima parte del porcentaje.

La atmósfera de Venus está compuesta por un 96,5% de dióxido de carbono , un 3,5% de nitrógeno y trazas de otros gases, en particular dióxido de azufre . [12] La cantidad de nitrógeno en la atmósfera es relativamente pequeña en comparación con la cantidad de dióxido de carbono, pero debido a que la atmósfera es mucho más espesa que la de la Tierra, su contenido total de nitrógeno es aproximadamente cuatro veces mayor que el de la Tierra, a pesar de que en la Tierra el nitrógeno constituye aproximadamente el 78% de la atmósfera. [1] [13]

La atmósfera contiene una variedad de compuestos en pequeñas cantidades, incluidos algunos basados ​​en hidrógeno , como el cloruro de hidrógeno (HCl) y el fluoruro de hidrógeno (HF). También hay monóxido de carbono , vapor de agua y oxígeno atómico . [2] [3] El hidrógeno es relativamente escaso en la atmósfera de Venus. Se teoriza que una gran cantidad del hidrógeno del planeta se ha perdido en el espacio, [14] y el resto está principalmente ligado al vapor de agua y al ácido sulfúrico (H 2 SO 4 ). Una fuerte evidencia de la pérdida significativa de hidrógeno a lo largo de la evolución histórica del planeta es la muy alta relación D-H medida en la atmósfera de Venus. [3] La relación es de aproximadamente 0,015-0,025, que es 100-150 veces mayor que el valor terrestre de 1,6 × 10 −4 . [2] [15] Según algunas mediciones, en la atmósfera superior de Venus la relación D/H es 1,5 mayor que en la atmósfera en general. [2]

Composición atmosférica
Color verde: vapor de agua, rojo: dióxido de carbono, WN: número de onda (los demás colores tienen significados diferentes, las longitudes de onda más cortas a la derecha, las más largas a la izquierda).

Fosfina

En 2020, hubo un debate considerable sobre si la fosfina (PH 3 ) podría estar presente en cantidades traza en la atmósfera de Venus. Esto sería digno de mención ya que la fosfina es un biomarcador potencial que indica la presencia de vida. Esto fue motivado por un anuncio en septiembre de 2020 de que este compuesto había sido detectado en cantidades traza. Ninguna fuente abiótica conocida presente en Venus podría producir fosfina en las cantidades detectadas. [18] [19] En la revisión, se descubrió un error de interpolación que resultó en múltiples líneas espectroscópicas espurias, incluida la característica espectral de la fosfina. El reanálisis de los datos con el algoritmo fijo no da como resultado la detección de la fosfina [20] [21] o la detecta con una concentración mucho menor de 1 ppb. [22]

El anuncio promovió un nuevo análisis de los datos de Pioneer Venus que encontró que parte del cloro y todas las características espectrales del sulfuro de hidrógeno están relacionadas con la fosfina , lo que significa una concentración de cloro menor de lo pensado y la no detección de sulfuro de hidrógeno . [23] Otro nuevo análisis de las mediciones espectrales infrarrojas archivadas por el Telescopio Infrarrojo de la NASA en 2015 no reveló ninguna fosfina en la atmósfera de Venus, lo que colocó un límite superior para la concentración de fosfina en 5 ppb, una cuarta parte del valor espectroscópico informado en septiembre. [24]

En 2022, no se anunció ninguna detección de fosfina con una concentración límite superior de 0,8 ppb para altitudes venusianas de 75 a 110 km. [25]

En septiembre de 2024, el análisis preliminar de los datos del JCMT-Venus confirmó la existencia de fosfina en la atmósfera de Venus, con una concentración de 300 ppb a una altitud de 55 km. Aún es necesario procesar más los datos para medir la concentración de fosfina en zonas más profundas de la capa de nubes de Venus. [26]

Amoníaco

El amoníaco en la atmósfera de Venus fue detectado tentativamente por dos sondas atmosféricas - Venera 8 y Pioneer Venus Multiprobe , aunque la detección fue rechazada en ese momento debido al comportamiento mal caracterizado de los sensores en el entorno venusiano y se cree que el amoníaco es químicamente inestable en la atmósfera fuertemente oxidante de Venus. [27]

Troposfera

Comparación de las composiciones atmosféricas: Venus , Marte , Tierra (pasado y presente).

La atmósfera se divide en varias secciones según la altitud. La parte más densa de la atmósfera, la troposfera , comienza en la superficie y se extiende hasta los 65 km. Los vientos son lentos cerca de la superficie [1] , pero en la parte superior de la troposfera la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra y las nubes alcanzan velocidades de hasta 100 m/s (360 km/h). [3] [28]

Dibujo de 1761 de Mijail Lomonosov en su trabajo sobre el descubrimiento de la atmósfera de Venus

La presión atmosférica en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces la de la Tierra, similar a la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) debajo de la superficie del océano. La atmósfera tiene una masa de 4,8 × 1020 kg, aproximadamente 93 veces la masa de la atmósfera total de la Tierra. [29] La densidad del aire en la superficie es de 65 kg/m 3 , [29] que es el 6,5% de la del agua líquida en la Tierra. [30] La presión encontrada en la superficie de Venus es lo suficientemente alta como para que el dióxido de carbono técnicamente ya no sea un gas, sino un fluido supercrítico . Este dióxido de carbono supercrítico forma una especie de mar, con una densidad de agua del 6,5%, [30] que cubre toda la superficie de Venus. Este mar de dióxido de carbono supercrítico transfiere calor de manera muy eficiente, amortiguando los cambios de temperatura entre la noche y el día (que duran 56 días terrestres). [31] Particularmente a posibles presiones atmosféricas más altas en el pasado de Venus podría haber creado una capa aún más fluida de dióxido de carbono supercrítico que da forma al paisaje de Venus; en general, no está claro cómo se comporta y se forma el entorno supercrítico. [32]

La gran cantidad de CO2 en la atmósfera junto con el vapor de agua y el dióxido de azufre crean un fuerte efecto invernadero , atrapando la energía solar y elevando la temperatura de la superficie a alrededor de 740 K (467 °C), [13] más caliente que cualquier otro planeta en el Sistema Solar , incluso el de Mercurio a pesar de estar ubicado más lejos del Sol y recibir solo el 25% de la energía solar (por unidad de área) que recibe Mercurio. [ cita requerida ] La temperatura promedio en la superficie está por encima de los puntos de fusión del plomo (600 K, 327 °C), el estaño (505 K, 232 °C) y el zinc (693 K, 420 °C). La gruesa troposfera también hace que la diferencia de temperatura entre el lado diurno y el nocturno sea pequeña, a pesar de que la lenta rotación retrógrada del planeta hace que un solo día solar dure 116,5 días terrestres. La superficie de Venus pasa 58,3 días en oscuridad antes de que el sol salga nuevamente detrás de las nubes. [1]

Atmósfera [33]
Altura
(km)		Temperatura
(°C)		Presión atmosférica
( atm )
00 00 46292.10
00 50 42466,65
0 100 38547,39
0 150 34833.04
0 200 30622.52
0 250 26414,93
0 300 2220 9.851
0 350 1800 5.917
0 400 1430 3.501
0 450 1100 1.979
0 5000 750 1.066
0 5500 270 0,531 4
0 600 −100 0,235 7
0 650 −300 0,097 65
0 700 −430 0,036 90
0 800 −760 0,004 760
0 90−1040 0.000 373 6
100-1120 0.000 026 60

La troposfera de Venus contiene el 99% de la atmósfera en masa. El 90% de la atmósfera de Venus se encuentra a 28 km (17,5 mi) de la superficie; en comparación, el 90% de la atmósfera de la Tierra se encuentra a 16 km (10 mi) de la superficie. A una altura de 50 km (31 mi) la presión atmosférica es aproximadamente igual a la de la superficie de la Tierra. [34] En el lado nocturno de Venus aún se pueden encontrar nubes a 80 km (50 mi) sobre la superficie. [35]

La altitud de la troposfera más similar a la de la Tierra está cerca de la tropopausa, el límite entre la troposfera y la mesosfera. Se encuentra ligeramente por encima de los 50 km. [28] Según las mediciones de las sondas Magallanes y Venus Express , la altitud de 52,5 a 54 km tiene una temperatura entre 293 K (20 °C) y 310 K (37 °C), y la altitud a 49,5 km sobre la superficie es donde la presión se vuelve igual a la de la Tierra al nivel del mar. [28] [36] Como las naves tripuladas enviadas a Venus podrían compensar las diferencias de temperatura hasta cierto punto, cualquier altitud entre 50 y 54 km aproximadamente sobre la superficie sería la altitud más fácil en la que basar una exploración o colonia, donde la temperatura estaría en el rango crucial de "agua líquida" de 273 K (0 °C) a 323 K (50 °C) y la presión del aire sería la misma que la de las regiones habitables de la Tierra. [9] [37] Como el CO 2 es más pesado que el aire, el aire de la colonia (nitrógeno y oxígeno) podría mantener la estructura flotando a esa altitud como un dirigible .

Circulación

Imagen compuesta del vórtice polar de Venus en rojo intenso (la imagen roja es una vista infrarroja de nubes altas y calientes y la imagen gris es una vista ultravioleta de nubes más bajas)

La circulación en la troposfera de Venus sigue el llamado flujo ciclostrófico . [3] Sus velocidades del viento están determinadas aproximadamente por el equilibrio del gradiente de presión y las fuerzas centrífugas en un flujo casi puramente zonal . En contraste, la circulación en la atmósfera de la Tierra está gobernada por el equilibrio geostrófico . [3] Las velocidades del viento de Venus se pueden medir directamente solo en la troposfera superior (tropopausa), entre 60 y 70 km, de altitud, que corresponde a la capa superior de nubes. [38] El movimiento de las nubes se observa generalmente en la parte ultravioleta del espectro , donde el contraste entre nubes es el más alto. [38] Las velocidades lineales del viento a este nivel son de aproximadamente 100 ± 10 m/s a una latitud inferior a 50°. Son retrógrados en el sentido de que soplan en la dirección de la rotación retrógrada del planeta. [38] Los vientos disminuyen rápidamente hacia las latitudes más altas, llegando finalmente a cero en los polos. Estos fuertes vientos en la cima de las nubes provocan un fenómeno conocido como superrotación de la atmósfera. [3] En otras palabras, estos vientos de alta velocidad giran alrededor del planeta más rápido de lo que gira el propio planeta. [37] La ​​superrotación en Venus es diferencial, lo que significa que la troposfera ecuatorial gira más lentamente que la troposfera en las latitudes medias. [38] Los vientos también tienen un fuerte gradiente vertical. Disminuyen en las profundidades de la troposfera a una velocidad de 3 m/s por km. [3] Los vientos cerca de la superficie de Venus son mucho más lentos que los de la Tierra. En realidad, se mueven a solo unos pocos kilómetros por hora (generalmente menos de 2 m/s y con un promedio de 0,3 a 1,0 m/s), pero debido a la alta densidad de la atmósfera en la superficie, esto es suficiente para transportar polvo y pequeñas piedras a través de la superficie, de manera muy similar a una corriente de agua de movimiento lento. [1] [39]

Componente meridional (norte-sur) de la circulación atmosférica en la atmósfera de Venus. Nótese que la circulación meridional es mucho menor que la circulación zonal, que transporta calor entre los lados diurno y nocturno del planeta.

Todos los vientos en Venus son impulsados ​​en última instancia por convección . [3] El aire caliente se eleva en la zona ecuatorial, donde se concentra el calor solar y fluye hacia los polos. Este vuelco de la troposfera casi planetario se llama circulación de Hadley . [3] Sin embargo, los movimientos del aire meridional son mucho más lentos que los vientos zonales. El límite hacia los polos de la célula de Hadley planetaria en Venus está cerca de las latitudes ±60°. [3] Aquí el aire comienza a descender y regresa al ecuador por debajo de las nubes. Esta interpretación está respaldada por la distribución del monóxido de carbono , que también se concentra en las proximidades de las latitudes ±60°. [3] Hacia los polos de la célula de Hadley se observa un patrón diferente de circulación. En el rango de latitud de 60° a 70° existen collares polares fríos. [3] [6] Se caracterizan por temperaturas alrededor de 30 a 40 K más bajas que en la troposfera superior en latitudes cercanas. [6] La temperatura más baja probablemente se debe a la corriente ascendente de aire en ellos y al enfriamiento adiabático resultante. [6] Esta interpretación está respaldada por las nubes más densas y altas en los collares. Las nubes se encuentran a una altitud de 70-72 km en los collares, unos 5 km más alto que en los polos y latitudes bajas. [3] Puede existir una conexión entre los collares fríos y los chorros de alta velocidad de latitudes medias en los que soplan vientos tan rápidos como 140 m/s. Estos chorros son una consecuencia natural de la circulación de tipo Hadley y deberían existir en Venus entre 55 y 60° de latitud. [38]

Dentro de los fríos collares polares se encuentran unas extrañas estructuras conocidas como vórtices polares . [3] Son tormentas gigantes similares a huracanes cuatro veces más grandes que sus análogos terrestres. Cada vórtice tiene dos "ojos" (los centros de rotación), que están conectados por distintas estructuras de nubes en forma de S. Estas estructuras de doble ojo también se denominan dipolos polares . [6] Los vórtices giran con un período de unos 3 días en la dirección de la superrotación general de la atmósfera. [6] Las velocidades lineales del viento son de 35 a 50 m/s cerca de sus bordes exteriores y cero en los polos. [6] La temperatura en las cimas de las nubes en cada vórtice polar es mucho más alta que en los collares polares cercanos, alcanzando los 250 K (−23 °C). [6] La interpretación convencional de los vórtices polares es que son anticiclones con corrientes descendentes en el centro y ascendentes en los fríos collares polares. [6] Este tipo de circulación se asemeja a un vórtice anticiclónico polar invernal en la Tierra, especialmente el que se encuentra sobre la Antártida . Las observaciones en las diversas ventanas atmosféricas infrarrojas indican que la circulación anticiclónica observada cerca de los polos penetra tan profundamente como 50 km de altitud, es decir, hasta la base de las nubes. [6] La troposfera superior polar y la mesosfera son extremadamente dinámicas; grandes nubes brillantes pueden aparecer y desaparecer en el espacio de unas pocas horas. Uno de estos eventos fue observado por Venus Express entre el 9 y el 13 de enero de 2007, cuando la región polar sur se volvió más brillante en un 30%. [38] Este evento probablemente fue causado por una inyección de dióxido de azufre en la mesosfera, que luego se condensó, formando una neblina brillante. [38] Los dos ojos en los vórtices aún no han sido explicados. [40]

Imagen en falso color en el infrarrojo cercano (2,3 μm) de la atmósfera profunda de Venus obtenida por Galileo . Las áreas rojas son señales de la superficie caliente que irradia a través de la atmósfera sin apenas obstáculos. Las manchas oscuras son nubes recortadas contra la atmósfera inferior, muy caliente, que emiten radiación infrarroja térmica.

El primer vórtice de Venus fue descubierto en el polo norte por la misión Pioneer Venus en 1978. [41] Un descubrimiento del segundo gran vórtice de "doble ojo" en el polo sur de Venus fue realizado en el verano de 2006 por Venus Express , lo que no supuso ninguna sorpresa. [40]

Las imágenes del orbitador Akatsuki revelaron algo similar a los vientos en chorro en la región de nubes bajas y medias, que se extiende desde los 45 a los 60 km de altitud. La velocidad del viento alcanzó su máximo cerca del ecuador. En septiembre de 2017, los científicos de JAXA denominaron a este fenómeno "chorro ecuatorial venusiano". [42]

Atmósfera superior e ionosfera

La mesosfera de Venus se extiende desde los 65 km hasta los 120 km de altura, y la termosfera comienza aproximadamente a los 120 km, alcanzando finalmente el límite superior de la atmósfera (exosfera) a unos 220 a 350 km. [28] La exosfera comienza cuando la atmósfera se vuelve tan delgada que el número promedio de colisiones por molécula de aire es menor a una.

La mesosfera de Venus se puede dividir en dos capas: la inferior, entre 62 y 73 km [43] , y la superior, entre 73 y 95 km [28] . En la primera capa, la temperatura es casi constante, 230 K (−43 °C). Esta capa coincide con la capa de nubes superior. En la segunda capa, la temperatura comienza a disminuir de nuevo, hasta alcanzar unos 165 K (−108 °C) a la altitud de 95 km, donde comienza la mesopausia [28] . Es la parte más fría de la atmósfera del lado diurno de Venus [2] . En la mesopausia del lado diurno, que sirve de límite entre la mesosfera y la termosfera y se encuentra entre 95 y 120 km, la temperatura aumenta hasta un valor constante, de unos 300–400 K (27–127 °C), que prevalece en la termosfera. [2] En cambio, la termosfera venusiana del lado nocturno es el lugar más frío de Venus, con temperaturas tan bajas como 100 K (−173 °C). Incluso se la llama criosfera. [2]

Los patrones de circulación en la mesosfera superior y la termosfera de Venus son completamente diferentes de los de la atmósfera inferior. [2] A altitudes de 90 a 150 km, el aire venusiano se mueve desde el lado diurno al lado nocturno del planeta, con afloramientos sobre el hemisferio iluminado por el sol y descendientes sobre el hemisferio oscuro. El descendiente sobre el lado nocturno causa un calentamiento adiabático del aire, que forma una capa cálida en la mesosfera del lado nocturno a altitudes de 90 a 120 km. [3] [2] La temperatura de esta capa, 230 K (−43 °C), es mucho más alta que la temperatura típica encontrada en la termosfera del lado nocturno, 100 K (−173 °C). [2] El aire que circula desde el lado diurno también transporta átomos de oxígeno, que después de la recombinación forman moléculas excitadas de oxígeno en el estado singlete de larga duración ( 1 Δ g ), que luego se relajan y emiten radiación infrarroja en la longitud de onda de 1,27 μm. Esta radiación desde el rango de altitud de 90 a 100 km se observa a menudo desde la Tierra y las naves espaciales. [44] La mesosfera superior y la termosfera del lado nocturno de Venus también son la fuente de emisiones de equilibrio termodinámico no local de moléculas de CO2 y óxido nítrico , que son responsables de la baja temperatura de la termosfera del lado nocturno. [44]

La sonda Venus Express ha demostrado, mediante ocultación estelar , que la neblina atmosférica se extiende mucho más arriba en el lado nocturno que en el lado diurno. En el lado diurno, la capa de nubes tiene un espesor de 20 km y se extiende hasta unos 65 km, mientras que en el lado nocturno la capa de nubes en forma de neblina espesa alcanza hasta 90 km de altitud, bien dentro de la mesosfera, y continúa incluso más allá, hasta los 105 km, como una neblina más transparente. [35] En 2011, la sonda espacial descubrió que Venus tiene una fina capa de ozono a una altitud de 100 km. [45]

Venus tiene una ionosfera extendida ubicada a altitudes de 120 a 300 km. [28] La ionosfera casi coincide con la termosfera. Los altos niveles de ionización se mantienen solo en el lado diurno del planeta. En el lado nocturno, la concentración de electrones es casi cero. [28] La ionosfera de Venus consta de tres capas: v1 entre 120 y 130 km, v2 entre 140 y 160 km y v3 entre 200 y 250 km. [28] Puede haber una capa adicional cerca de los 180 km. La densidad máxima de volumen de electrones (número de electrones en una unidad de volumen) de 3 × 10En la capa v2 se alcanzan 11  m −3 cerca del punto subsolar . [28] El límite superior de la ionosfera (la ionopausa) se encuentra a altitudes de 220–375 km y separa el plasma de origen planetario del de la magnetosfera inducida . [46] [47] La ​​principal especie iónica en las capas v1 y v2 es el ion O 2 + , mientras que la capa v3 consta de iones O + . [28] Se observa que el plasma ionosférico está en movimiento; la fotoionización solar en el lado diurno y la recombinación iónica en el lado nocturno son los procesos principalmente responsables de acelerar el plasma a las velocidades observadas. El flujo de plasma parece ser suficiente para mantener la ionosfera del lado nocturno en o cerca del nivel medio observado de densidades iónicas. [48]

La ionosfera de Venus y su interacción con el viento solar .

Magnetosfera inducida

Venus interactúa con el viento solar. Se muestran los componentes de la magnetosfera inducida.

Se sabe que Venus no tiene un campo magnético . [46] [47] La ​​razón de su ausencia no está del todo clara, pero puede estar relacionada con una intensidad reducida de convección en el manto venusiano . Venus solo tiene una magnetosfera inducida formada por el campo magnético del Sol transportado por el viento solar . [46] Este proceso puede entenderse como las líneas de campo que envuelven un obstáculo, Venus en este caso. La magnetosfera inducida de Venus tiene un arco de choque , una magnetovaina , una magnetopausa y una magnetocola con la capa de corriente . [46] [47]

En el punto subsolar, el arco de choque se encuentra a 1900 km (0,3 R v , donde R v es el radio de Venus) sobre la superficie de Venus. Esta distancia se midió en 2007 cerca del mínimo de actividad solar. [47] Cerca del máximo de actividad solar puede estar varias veces más lejos del planeta. [46] La magnetopausa se encuentra a una altitud de 300 km. [47] El límite superior de la ionosfera (ionopausa) está cerca de los 250 km. Entre la magnetopausa y la ionopausa existe una barrera magnética, un aumento local del campo magnético, que impide que el plasma solar penetre más profundamente en la atmósfera venusiana, al menos cerca del mínimo de actividad solar . El campo magnético en la barrera alcanza hasta 40  nT . [47] La ​​cola magnética continúa hasta diez radios desde el planeta. Es la parte más activa de la magnetosfera venusiana. Hay eventos de reconexión y aceleración de partículas en la cola. Las energías de los electrones y los iones en la cola magnética son alrededor de 100 y 1000  eV respectivamente. [49]

Debido a la falta de campo magnético intrínseco en Venus, el viento solar penetra relativamente profundamente en la exosfera planetaria y causa una pérdida sustancial de atmósfera. [50] La pérdida ocurre principalmente a través de la cola magnética. Actualmente, los principales tipos de iones que se pierden son O + , H + y He + . La relación de pérdidas de hidrógeno a oxígeno es de alrededor de 2 (es decir, casi estequiométrica para el agua), lo que indica la pérdida continua de agua. [49]

Nubes

Imagen infrarroja del lado nocturno de Venus, que muestra diferentes capas de nubes a altitudes de 35 a 50 km en diferentes colores. Las nubes de color rojo son las más altas, y las verdes y azules las que se encuentran debajo. Las áreas de dióxido de carbono y monóxido absorben señales infrarrojas.

Las nubes venusianas son espesas y están compuestas principalmente (75-96%) de gotitas de ácido sulfúrico. [51] Estas nubes oscurecen la superficie de Venus a las imágenes ópticas y reflejan alrededor del 75% [52] de la luz solar que cae sobre ellas. [1] El albedo geométrico , una medida común de reflectividad, es el más alto de cualquier planeta del Sistema Solar . Esta alta reflectividad potencialmente permite que cualquier sonda que explore las cimas de las nubes obtenga suficiente energía solar para que las células solares se puedan instalar en cualquier lugar de la nave. [53] La densidad de las nubes es muy variable, con la capa más densa a unos 48,5 km, alcanzando 0,1 g/m 3 similar al rango inferior de las nubes de tormenta cumulonimbus en la Tierra. [54]

La cubierta de nubes es tal que refleja más del 60% de la luz solar que recibe Venus, dejando la superficie con niveles típicos de luz de 14.000  lux , comparable a la de la Tierra "durante el día con nubes nubladas". [55] La visibilidad equivalente es de unos tres kilómetros, pero es probable que varíe con las condiciones del viento. Es concebible que los paneles solares de una sonda de superficie recopilen poca o ninguna energía solar. De hecho, debido a la espesa y altamente reflectante cubierta de nubes, la energía solar total que recibe la superficie del planeta es menor que la de la Tierra, a pesar de su proximidad al Sol.

Fotografía tomada por la sonda espacial no tripulada Galileo en ruta a Júpiter en 1990 durante un sobrevuelo de Venus . Se han resaltado las características de las nubes a menor escala y se ha aplicado un tono azulado para mostrar que se tomó a través de un filtro violeta.

El ácido sulfúrico se produce en la atmósfera superior por la acción fotoquímica del Sol sobre el dióxido de carbono , el dióxido de azufre y el vapor de agua. [56] Los fotones ultravioleta de longitudes de onda inferiores a 169 nm pueden fotodisociar el dióxido de carbono en monóxido de carbono y oxígeno monoatómico . El oxígeno monoatómico es altamente reactivo; cuando reacciona con el dióxido de azufre, un componente traza de la atmósfera de Venus, el resultado es trióxido de azufre , que puede combinarse con el vapor de agua, otro componente traza de la atmósfera de Venus, para producir ácido sulfúrico. [57]

CO2 → CO + O​
SO2 + O → SO3​​
2SO3 + 4H2O → 2H2SO4 · H2O​​​​​​​​​

La humedad a nivel de la superficie es inferior al 0,1%. [58] La lluvia de ácido sulfúrico de Venus nunca llega al suelo, sino que se evapora por el calor antes de alcanzar la superficie en un fenómeno conocido como virga . [59] Se teoriza que la actividad volcánica temprana liberó azufre a la atmósfera y las altas temperaturas impidieron que quedara atrapado en compuestos sólidos en la superficie como lo estaba en la Tierra. [60] Además del ácido sulfúrico, las gotas de las nubes pueden contener una amplia gama de sales de sulfato, lo que eleva el pH de la gota a 1,0 en uno de los escenarios que explican las mediciones de dióxido de azufre . [61]

Vista de cerca de un frente de nubes que rodea el vórtice polar sur de Venus en luz infrarroja y ultravioleta matutina

En 2009, un astrónomo aficionado detectó un punto brillante prominente en la atmósfera y lo fotografió la sonda Venus Express . Actualmente se desconoce su causa, pero se ha sugerido que el vulcanismo superficial es una posible explicación. [62]

Iluminación

Las nubes de Venus pueden ser capaces de producir relámpagos , [63] pero el debate continúa, con relámpagos volcánicos y sprites también en discusión. [64] [65] Los orbitadores soviéticos Venera 9 y 10 obtuvieron evidencia óptica y electromagnética ambigua de relámpagos. [66] [67] Ha habido intentos de observar relámpagos desde los aterrizadores Venera 11, 12, 13 y 14, sin embargo no se registró actividad de relámpagos, [68] pero se detectaron ondas de frecuencia muy baja (VLF) durante el descenso. [69] La Venus Express de la Agencia Espacial Europea en 2007 detectó ondas de silbido que podrían atribuirse a relámpagos. [70] Su aparición intermitente sugiere un patrón asociado con la actividad meteorológica. Según las observaciones de silbidos, la tasa de relámpagos es al menos la mitad de la de la Tierra [63] y posiblemente sea similar. [69] Sin embargo, los hallazgos de Venus Express son incompatibles con los datos de la nave espacial JAXA Akatsuki que indican una tasa de destellos muy baja. [71] Trabajos recientes de un sobrevuelo de la sonda solar Parker indican que la dirección de las ondas silbantes es hacia Venus en lugar de alejarse, lo que indica un origen no planetario. [72]

La sonda Pioneer Venus Orbiter (PVO) estaba equipada con un detector de campo eléctrico específicamente para detectar rayos y las misiones Venera 13 y 14 incluían un receptor de radio y un sensor de descarga puntual para buscar tormentas eléctricas. Otras misiones equipadas con instrumentos que podían buscar rayos incluían a Venera 9, que tenía un espectrómetro visible; Pioneer, que tenía un sensor de estrellas; y VEGA, que tenía un fotómetro. [68]

Se desconoce el mecanismo que genera los rayos en Venus, si es que existe. Si bien las gotitas de ácido sulfúrico en las nubes pueden cargarse, la atmósfera puede ser demasiado conductora de electricidad para que la carga se mantenga, lo que impide la formación de rayos. [73]

Los rayos podrían contribuir a la química atmosférica, a través del calentamiento que podría romper moléculas que contienen carbono, oxígeno, azufre, nitrógeno e hidrógeno (dióxido de carbono, gas nitrógeno, ácido sulfúrico y agua), que se recombinarán para formar nuevas moléculas ("óxidos de carbono", "subóxidos", "óxidos de azufre", "oxígeno", "azufre elemental", "óxidos de nitrógeno", "cúmulos de ácido sulfúrico", "óxidos de poliazufre", "hollín de carbono", etc.). [69] Los rayos podrían contribuir a la producción de monóxido de carbono y gas oxígeno al convertir el azufre y el dióxido de azufre en ácido sulfúrico, y el agua y el dióxido de azufre en azufre para mantener las nubes. Independientemente de la frecuencia de los rayos en Venus, es importante estudiarlos ya que pueden ser un peligro potencial para las naves espaciales. [68]

A lo largo de la década de 1980, se pensó que la causa del resplandor del lado nocturno (" luz cenicienta ") en Venus eran los rayos [74] [68] sin embargo, puede existir la posibilidad de que los rayos de Venus fueran demasiado débiles para causarlo. [68]

Posibilidad de vida

Debido a las duras condiciones de la superficie, se ha explorado muy poco el planeta; además de que la vida tal como se entiende actualmente puede no ser necesariamente la misma en otras partes del universo, aún no se ha demostrado el grado de tenacidad de la vida en la Tierra . En la Tierra existen criaturas conocidas como extremófilos , que prefieren hábitats extremos. Los termófilos e hipertermófilos prosperan a temperaturas que superan el punto de ebullición del agua, los acidófilos prosperan a un nivel de pH de 3 o inferior, los poliextremófilos pueden sobrevivir a una variedad de condiciones extremas y existen muchos otros tipos de extremófilos en la Tierra. [75]

La temperatura superficial de Venus (más de 450 °C) está muy por encima del rango extremófilo, que se extiende sólo unas decenas de grados más allá de los 100 °C. Sin embargo, la temperatura más baja de las cimas de las nubes significa que podría existir vida allí, de la misma manera que se han encontrado bacterias viviendo y reproduciéndose en las nubes de la Tierra. [76] Sin embargo, cualquier bacteria de este tipo que viva en las cimas de las nubes tendría que ser hiperacidofílica, debido al ambiente de ácido sulfúrico concentrado. Los microbios en la atmósfera espesa y nublada podrían estar protegidos de la radiación solar por los compuestos de azufre en el aire. [75]

Se ha descubierto que la atmósfera de Venus está lo suficientemente desequilibrada como para requerir más investigaciones. [75] El análisis de los datos de las misiones Venera, Pioneer y Magellan ha encontrado sulfuro de hidrógeno (posteriormente discutido [23] ) y dióxido de azufre (SO 2 ) juntos en la atmósfera superior, así como sulfuro de carbonilo (OCS). Los dos primeros gases reaccionan entre sí, lo que implica que algo debe producirlos. El sulfuro de carbonilo es difícil de producir de forma inorgánica, pero está presente en la atmósfera de Venus. [76] Sin embargo, el vulcanismo del planeta podría explicar la presencia de sulfuro de carbonilo. [76] Además, una de las primeras sondas Venera detectó grandes cantidades de cloro tóxico justo debajo de la capa de nubes de Venus. [77]

Se ha propuesto que los microbios en este nivel podrían estar absorbiendo la luz ultravioleta del Sol como fuente de energía, lo que podría ser una posible explicación para el "absorbente UV desconocido" visto como manchas oscuras en las imágenes UV del planeta. [78] [79] La existencia de este "absorbente UV desconocido" impulsó a Carl Sagan a publicar un artículo en 1963 proponiendo la hipótesis de los microorganismos en la atmósfera superior como el agente que absorbe la luz UV. [80] En 2012, la abundancia y distribución vertical de estos absorbentes ultravioleta desconocidos en la atmósfera de Venus se han investigado a partir del análisis de imágenes de la Cámara de Monitoreo de Venus, [81] pero su composición aún se desconoce. [75] En 2016, el dióxido de disulfuro fue identificado como un posible candidato para causar la hasta ahora desconocida absorción UV de la atmósfera de Venus. [82] Las manchas oscuras de "absorbentes UV desconocidos" son lo suficientemente prominentes como para influir en el clima en Venus. [83] En 2021, se sugirió que el color del "absorbente UV desconocido" coincidía con el del "aceite rojo", una sustancia conocida que comprende compuestos orgánicos mixtos de carbono disueltos en ácido sulfúrico concentrado. [84]

En septiembre de 2020, estudios de investigación dirigidos por la Universidad de Cardiff utilizando los radiotelescopios James Clerk Maxwell y ALMA notaron la detección de fosfina en la atmósfera de Venus que no estaba vinculada a ningún método abiótico conocido de producción presente o posible en las condiciones venusianas. Es extremadamente difícil de producir, y la química en las nubes venusianas debería destruir las moléculas antes de que pudieran acumularse en las cantidades observadas. La fosfina se detectó a alturas de al menos 48 km sobre la superficie de Venus, y se detectó principalmente en latitudes medias, sin que se detectara ninguna en los polos de Venus. Los científicos señalan que la detección en sí podría verificarse más allá del uso de múltiples telescopios que detecten la misma señal, ya que la huella de fosfina descrita en el estudio podría ser teóricamente una señal falsa introducida por los telescopios o por el procesamiento de datos. [85] [86] [87] [88] Posteriormente se sugirió que la detección era un falso positivo [21] o una señal verdadera con una amplitud muy sobreestimada, compatible con una concentración de fosfina de 1 ppb. [22] El nuevo análisis del conjunto de datos de ALMA en abril de 2021 recuperó la señal de fosfina de 20 ppb, con una relación señal-ruido de 5,4, [22] y en agosto de 2021 se confirmó que la presunta contaminación por dióxido de azufre contribuía solo en un 10% a la señal tentativa en la banda de la línea espectral de fosfina. [89]

Evolución

A través de estudios de la estructura actual de las nubes y la geología de la superficie, combinados con el hecho de que la luminosidad del Sol ha aumentado un 25% desde hace unos 3.800 millones de años, [90] se piensa que el entorno primitivo de Venus era más parecido al de la Tierra, con agua líquida en la superficie. En algún momento de la evolución de Venus, se produjo un efecto invernadero descontrolado , que dio lugar a la atmósfera actual dominada por el efecto invernadero. No se sabe cuándo se produjo esta transición que le alejó de la atmósfera terrestre, pero se estima que ocurrió hace unos 4.000 millones de años. El efecto invernadero descontrolado puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el consiguiente aumento de los niveles de gases de efecto invernadero . Por ello, la atmósfera de Venus ha recibido mucha atención de quienes estudian el cambio climático en la Tierra. [7] [91]

No existen formas geológicas en el planeta que sugieran la presencia de agua durante los últimos mil millones de años. Sin embargo, no hay razón para suponer que Venus fuera una excepción a los procesos que formaron la Tierra y le proporcionaron su agua durante su historia temprana, posiblemente a partir de las rocas originales que formaron el planeta o más tarde a partir de cometas . La opinión común entre los científicos investigadores es que el agua habría existido durante unos 600 millones de años en la superficie antes de evaporarse, aunque algunos, como David Grinspoon, creen que también podrían ser plausibles hasta 2 mil millones de años. [92] Esta escala de tiempo más larga para la persistencia de los océanos también está respaldada por simulaciones del Modelo de Circulación General que incorporan los efectos térmicos de las nubes en una hidrosfera venusiana en evolución. [93]

La mayoría de los científicos creen que la Tierra primitiva durante el eón Hádico tuvo una atmósfera similar a la de Venus, con aproximadamente 100 bares de CO2 y una temperatura superficial de 230 °C, y posiblemente incluso nubes de ácido sulfúrico, hasta hace unos 4.000 millones de años, momento en el que la tectónica de placas estaba en pleno apogeo y, junto con los primeros océanos de agua, eliminaron el CO2 y el azufre de la atmósfera. [94] Por lo tanto, lo más probable es que Venus primitiva haya tenido océanos de agua como la Tierra, pero cualquier tectónica de placas habría terminado cuando Venus perdió sus océanos. [ cita requerida ] Se estima que su superficie tiene unos 500 millones de años, por lo que no se esperaría que muestre evidencia de tectónica de placas. [95]

Observaciones y mediciones desde la Tierra

Venus transita la cara del Sol el 8 de junio de 2004, proporcionando información valiosa sobre la atmósfera superior a través de mediciones espectroscópicas desde la Tierra.

En 1761, el erudito ruso Mijail Lomonosov observó un arco de luz que rodeaba la parte de Venus que estaba fuera del disco solar al comienzo de la fase de salida del tránsito y concluyó que Venus tenía una atmósfera. [96] [97] En 1940, Rupert Wildt calculó que la cantidad de CO2 en la atmósfera de Venus elevaría la temperatura de la superficie por encima del punto de ebullición del agua. [98] Esto se confirmó cuando el Mariner 2 hizo mediciones de la temperatura con radiómetro en 1962. En 1967, el Venera 4 confirmó que la atmósfera estaba compuesta principalmente de dióxido de carbono. [98]

La atmósfera superior de Venus se puede medir desde la Tierra cuando el planeta cruza el Sol en un evento raro conocido como tránsito solar . El último tránsito solar de Venus ocurrió en 2012. Usando espectroscopia astronómica cuantitativa , los científicos pudieron analizar la luz solar que pasaba a través de la atmósfera del planeta para revelar químicos dentro de ella. Como la técnica para analizar la luz para descubrir información sobre la atmósfera de un planeta solo mostró resultados por primera vez en 2001, [99] esta fue la primera oportunidad de obtener resultados concluyentes de esta manera sobre la atmósfera de Venus desde que comenzó la observación de tránsitos solares. Este tránsito solar fue una oportunidad rara considerando la falta de información sobre la atmósfera entre 65 y 85 km. [100] El tránsito solar en 2004 permitió a los astrónomos reunir una gran cantidad de datos útiles no solo para determinar la composición de la atmósfera superior de Venus, sino también para refinar las técnicas utilizadas en la búsqueda de planetas extrasolares . La atmósfera de principalmente CO 2 , absorbe la radiación infrarroja cercana, lo que facilita su observación. Durante el tránsito de 2004, la absorción en la atmósfera en función de la longitud de onda reveló las propiedades de los gases a esa altitud. El efecto Doppler de los gases también permitió medir los patrones de viento. [101]

El tránsito solar de Venus es un evento extremadamente raro, y el último tránsito solar del planeta antes de 2004 fue en 1882. El tránsito solar más reciente fue en 2012; el próximo no ocurrirá hasta 2117. [100] [101]

Misiones espaciales

Sondas espaciales recientes y actuales

Esta imagen muestra a Venus en ultravioleta , vista por la misión Akatsuki .

La nave espacial Venus Express , que anteriormente se encontraba en órbita alrededor del planeta, investigó más profundamente la atmósfera utilizando espectroscopia de imágenes infrarrojas en el rango espectral de 1 a 5  μm . [3]

La sonda Akatsuki (Venus Climate Orbiter) de la JAXA , lanzada en mayo de 2010, está estudiando el planeta durante un período de dos años, incluida la estructura y la actividad de la atmósfera, pero no logró entrar en la órbita de Venus en diciembre de 2010. Un segundo intento de lograr la órbita tuvo éxito el 7 de diciembre de 2015. [102] Diseñado específicamente para estudiar el clima del planeta, Akatsuki es el primer satélite meteorológico en orbitar Venus (el primero para un planeta distinto de la Tierra). [103] [104] Una de sus cinco cámaras, conocida como "IR2", podrá sondear la atmósfera del planeta debajo de sus espesas nubes, además de su movimiento y distribución de componentes traza. Con una órbita altamente excéntrica (altitud de periapsis de 400 km y apoapsis de 310.000 km), podrá tomar fotografías en primer plano del planeta, y también debería confirmar la presencia tanto de volcanes activos como de relámpagos. [105]

Venus In-Situ Explorer propuesto por el programa New Frontiers de la NASA

Misiones propuestas

El Venus In-Situ Explorer , propuesto por el programa New Frontiers de la NASA , es una sonda que ayudaría a comprender los procesos en el planeta que llevaron al cambio climático, además de allanar el camino hacia una posterior misión de retorno de muestras. [106]

El Grupo de Análisis de Exploración de Venus (VEXAG) ha propuesto una nave llamada Venus Mobile Explorer para estudiar la composición y las mediciones isotópicas de la superficie y la atmósfera durante unos 90 días. La misión aún no ha sido seleccionada para su lanzamiento. [107]

Después de que las misiones descubrieran la realidad de la dura naturaleza de la superficie del planeta, la atención se desplazó hacia otros objetivos, como Marte. Sin embargo, se han propuesto varias misiones posteriormente, y muchas de ellas involucran la poco conocida atmósfera superior. El programa soviético Vega en 1985 lanzó dos globos a la atmósfera, pero estaban alimentados por baterías y duraron solo unos dos días terrestres cada uno antes de quedarse sin energía. Desde entonces, no se ha realizado ninguna exploración de la atmósfera superior. En 2002, el contratista de la NASA Global Aerospace propuso un globo que sería capaz de permanecer en la atmósfera superior durante cientos de días terrestres en lugar de dos. [108]

Geoffrey A. Landis también ha propuesto un volante solar en lugar de un globo, [37] y la idea ha aparecido de vez en cuando desde principios de la década de 2000. Venus tiene un albedo alto y refleja la mayor parte de la luz solar que brilla sobre él, lo que hace que la superficie sea bastante oscura, la atmósfera superior a 60 km tiene una intensidad solar ascendente del 90%, lo que significa que los paneles solares tanto en la parte superior como en la inferior de una nave podrían usarse con una eficiencia casi igual. [53] Además de esto, la gravedad ligeramente menor, la alta presión del aire y la rotación lenta que permiten la energía solar perpetua hacen que esta parte del planeta sea ideal para la exploración. El volante propuesto funcionaría mejor a una altitud donde la luz solar, la presión del aire y la velocidad del viento le permitirían permanecer en el aire perpetuamente, con ligeras caídas a altitudes más bajas durante unas pocas horas a la vez antes de regresar a altitudes más altas. Como el ácido sulfúrico presente en las nubes a esta altura no es una amenaza para una nave adecuadamente protegida, este llamado "volador solar" podría medir el área entre 45 km y 60 km indefinidamente, durante el tiempo que sea necesario para que un error mecánico o problemas imprevistos provoquen su falla. Landis también propuso que los vehículos exploradores similares a Spirit y Opportunity podrían explorar la superficie, con la diferencia de que los vehículos exploradores de la superficie de Venus serían vehículos "tontos" controlados por señales de radio de computadoras ubicadas en el volante de arriba, [109] que solo requerirían piezas como motores y transistores para soportar las condiciones de la superficie, pero no piezas más débiles involucradas en la microelectrónica que no podrían hacerse resistentes al calor, la presión y las condiciones ácidas. [110]

Los planes rusos en materia de ciencia espacial incluyen el lanzamiento de la sonda Venera-D (Venus-D) en 2029. [111] Los principales objetivos científicos de la misión Venera-D son la investigación de la estructura y la composición química de la atmósfera y la investigación de la atmósfera superior, la ionosfera, la actividad eléctrica, la magnetosfera y la tasa de escape. [112] Se ha propuesto volar junto con Venera-D un avión inflable diseñado por Northrop Grumman, llamado Venus Atmospheric Maneuverable Platform (VAMP). [113] [114] [115]

El concepto operativo de Venus a gran altitud (HAVOC, por sus siglas en inglés) es un concepto de la NASA para una exploración tripulada de Venus. En lugar de los aterrizajes tradicionales, enviaría tripulaciones a la atmósfera superior, utilizando dirigibles. Otras propuestas de finales de la década de 2010 incluyen VERITAS , Venus Origins Explorer , VISAGE y VICI . En junio de 2018, la NASA también otorgó un contrato a Black Swift Technologies para un estudio conceptual de un planeador de Venus que aprovecharía la cizalladura del viento para la elevación y la velocidad. [116]

Concepto artístico de las etapas de descenso de la sonda DAVINCI+ planificada a través de la atmósfera de Venus

En junio de 2021, la NASA seleccionó la misión DAVINCI+ para enviar una sonda atmosférica a Venus a finales de la década de 2020. DAVINCI+ medirá la composición de la atmósfera de Venus para comprender cómo se formó y evolucionó, así como para determinar si el planeta alguna vez tuvo un océano. La misión consiste en una esfera de descenso que se sumergirá en la espesa atmósfera del planeta, midiendo los gases nobles y otros elementos para comprender el cambio climático de Venus. Esta será la primera misión liderada por Estados Unidos a la atmósfera de Venus desde 1978. [117]

Véase también

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