Dióxido de carbono 96,5% Nitrógeno 3,5% Dióxido de azufre 0,015% (150 ppm) Argón 0,007% (70 ppm) Vapor de agua 0,002% (20 ppm) Monóxido de carbono 0,0017% (17 ppm) Helio 0,0012% (12 ppm) Neón 0,0007% (7 ppm) Oxígeno 10 ppm
La atmósfera de Venus es la capa de gases que rodea a Venus. miniaturadeimagen|Al ser tan densa la atmósfera venusiana es opaca, lo cual no permite que se vea la superficie del planeta. Está compuesto principalmente de dióxido de carbono supercrítico y es mucho más denso y caliente que el 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 venusiana soporta nubes opacas de ácido sulfúrico, lo que hace imposible la observación óptica de la superficie desde la Tierra u orbitalmente. La información sobre la topografía se ha obtenido exclusivamente mediante imágenes de radar. Aparte del dióxido de carbono, el otro componente principal es el nitrógeno. Otros compuestos químicos están presentes sólo en pequeñas cantidades.
Aparte de las capas superficiales, la atmósfera está en un estado de circulación vigorosa. La capa superior de la troposfera exhibe un fenómeno de super-rotación atmosférica, en el que la atmósfera rodea el planeta en solo cuatro días terrestres, mucho más rápido que el día sideral del planeta de 243 días. Los vientos que soportan la super rotación soplan a una velocidad de 100 m/s (≈360 km/h o 220 mph) o más. Los vientos se mueven hasta 60 veces la velocidad de rotación del planeta, mientras que los vientos más rápidos de la Tierra son solo del 10% al 20% de velocidad de rotación. Por otro lado, la velocidad del viento se vuelve cada vez más lenta a medida que disminuye la elevación desde la superficie, con la brisa apenas alcanzando la velocidad de 2,8 m/s (≈10 km/h o 6,2 mph) en la superficie.DK Space Encyclopedia: Atmosphere of Venus p. 58. Cerca de los polos hay estructuras anticiclónicas llamadas vórtices polares. Cada vórtice es de doble ojo y muestra un patrón característico de nubes en forma de S. Arriba hay una capa intermedia de mesosfera que separa la troposfera de la termosfera. La termosfera también se caracteriza por una circulación fuerte, 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 bajan.
A diferencia de la Tierra, Venus carece de un campo magnético. Su ionosfera separa la atmósfera del espacio exterior y del viento solar. Esta capa ionizada excluye el campo magnético solar, dando a Venus un entorno magnético distinto. Esto se considera la magnetosfera inducida por Venus. Los gases más ligeros, incluido el vapor de agua, son continuamente expulsados por el viento solar a través de la cola magnética inducida. 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 desbocado puede haber sido causado por la evaporación del agua superficial y el consiguiente aumento de los niveles de otros gases de efecto invernadero.
A pesar de las duras condiciones en su superficie, la presión atmosférica y la temperatura entre los 50 y los 65 kilómetros de altitud son casi las mismas que las de la superficie de la Tierra, lo que hace que su atmósfera superior sea el área más parecida a la Tierra en el sistema solar, incluso más que la superficie marciana. Debido a la similitud en la presión y la 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 para la exploración y la colonización.
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:A menudo me he preguntado que cuando he visto a Venus en su punto más cercano a la Tierra, cuando se parecía a una media luna, que apenas comenzaba a tener algo así como cuernos, a través de un telescopio de 45 o 60 pies de largo, siempre me aparecía igualmente lúcida, que no puedo decir que observé ni un punto en ella, Aunque en Júpiter y Marte, que nos parecen mucho menos, se perciben muy claramente. Porque si Venus tuviera algo así como Mar y Tierra, el primero necesariamente debe mostrar mucho más oscuro que el otro, como cualquiera puede satisfacerse, que desde una montaña muy alta solo mirará hacia abajo a nuestra Tierra. Pensé que tal vez la Luz demasiado enérgica de Venus podría ser la ocasión de esta aparición igual; pero cuando usé un anteojo que estaba fumado para ese propósito, seguía siendo lo mismo. Entonces, ¿qué debe Venus no tener mar, o las aguas allí reflejan la Luz más que la nuestra, o su Tierra menos? o más bien (lo cual es lo más probable en mi opinión) ¿no es toda esa Luz que vemos reflejada desde una Atmósfera que rodea a Venus, que siendo más gruesa y sólida que la de Marte o Júpiter, nos impide ver cualquier cosa del Globo mismo, y es al mismo tiempo capaz de enviar de vuelta los Rayos que recibe del Sol?La evidencia decisiva de la atmósfera de Venus fue proporcionada por Mijaíl Lomonósov, basada en su observación del tránsito de Venus de 1761 en un pequeño observatorio cerca de su casa en San Petersburgo, Rusia.
Estructura y composición
Composición miniaturadeimagen|298x298px|Composición de la atmósfera de Venus. El gráfico de la derecha es una vista ampliada de los oligoelementos que en conjunto ni siquiera constituyen una décima parte de un porcentaje. La atmósfera de Venus está compuesta de 96,5% de dióxido de carbono, 3,5% de nitrógeno y trazas de otros gases, especialmente dióxido de azufre. 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 gruesa 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.
La atmósfera contiene una gama de compuestos en pequeñas cantidades, incluyendo 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. El hidrógeno es relativamente escaso en la atmósfera venusiana. Se teoriza que una gran cantidad del hidrógeno del planeta se ha perdido en el espacio, y el resto está ligado principalmente a vapor de agua y ácido sulfúrico (H2SO4). La pérdida de cantidades significativas de hidrógeno se demuestra por una relación D-H muy alta medida en la atmósfera venusiana. La relación es de aproximadamente 0,015-0,025, que es 100-150 veces mayor que el valor terrestre de 1.6x10-4. Según algunas mediciones, en la atmósfera superior de Venus la relación D/H es 1,5 más alta que en la atmósfera a granel.
Fosfina En 2020 hubo una discusión considerable sobre si la fosfina (PH3) podría estar presente en pequeñas cantidades de 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 provocado por un anuncio en septiembre de 2020, de que esta especie había sido detectada en pequeñas cantidades. Ninguna fuente abiótica conocida presente en Venus podría producir fosfina en las cantidades detectadas. En la revisión, se descubrió un error de interpolación que dio lugar a 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 o la detecta con una concentración mucho menor de 1 ppb.
El anuncio promovió el nuevo análisis de los datos de Pioneer Venus qué encontraron 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 más baja de lo que se pensaba y la no detección de sulfuro de hidrógeno. Otro nuevo análisis de las mediciones espectrales infrarrojas archivadas por la instalación del Telescopio Infrarrojo de NASA en 2015 no reveló ninguna fosfina en la atmósfera de Venus, colocando un límite superior para la concentración de fosfina en 5 ppb, una cuarta parte del valor espectroscópico reportado en septiembre.
En 2022, no se anunció ninguna detección de fosfina con límite superior de concentración de 0,8 ppb para altitudes venusianas de 75-110 km.
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 esa vez debido al comportamiento de sensores mal caracterizado en el entorno venusiano y al amoníaco que se cree que es químicamente inestable en la atmósfera oxidante de Venus.
Troposfera miniaturadeimagen|309x309px|Comparación de composiciones atmosféricas: Venus, Marte, Tierra (pasado y presente). La atmósfera se divide en una serie de secciones dependiendo de la altitud. La parte más densa de la atmósfera, la troposfera, comienza en la superficie y se extiende hacia arriba a 65 km. En la superficie similar a un horno, los vientos son lentos, pero en la parte superior de la troposfera la temperatura y la presión alcanzan niveles similares a los de la Tierra y las nubes aumentan a 100 m/s (360 km/h). izquierda|miniaturadeimagen|210x210px|1761 dibujo de Mijaíl Lomonósov en su trabajo sobre el descubrimiento de la atmósfera de Venus La presión atmosférica en la superficie de Venus es aproximadamente 92 veces mayor que la de la Tierra, similar a la presión que se encuentra a 900 m (3000 pies) por 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. La densidad del aire en la superficie es de 67 kg/m3, que es el 6,5% de la del agua líquida en la Tierra. La presión encontrada en la superficie de Venus es lo suficientemente alta como para que el dióxido de carbono ya no sea técnicamente un gas, sino un fluido supercrítico. Este dióxido de carbono supercrítico forma una especie de mar que cubre toda la superficie de Venus. Este mar de dióxido de carbono supercrítico transfiere el calor de manera muy eficiente, amortiguando los cambios de temperatura entre la noche y el día (que duran 56 días terrestres).
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), 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 hace Mercurio. La temperatura media en la superficie está por encima de los puntos de fusión del plomo (600 K, 327 °C), estaño (505 K, 232 °C) y zinc (693 K, 420 °C). La troposfera gruesa también hace que la diferencia de temperatura entre el lado diurno y 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 la oscuridad antes de que el sol salga de nuevo detrás de las nubes.
La troposfera en Venus contiene el 99% de la atmósfera en masa. El 90% de la atmósfera de Venus está a menos de 28 km de la superficie; en comparación, el 90% de la atmósfera de la Tierra está a menos de 10 km de la superficie. A una altitud de 50 km, la presión atmosférica es aproximadamente igual a la de la superficie de la Tierra. En el lado nocturno de Venus todavía se pueden encontrar nubes a 80 km sobre la superficie.