El Planeta Venus. Venus, que recibe el nombre de la diosa romana del amor y la belleza, es el segundo planeta desde el Sol. Es el objeto más brillante del cielo, después del Sol y la Luna. A este planeta se le llama el lucero del alba cuando aparece por el Este al amanecer y el lucero de la tarde cuando está situado al Oeste al atardecer. En la antigüedad, al lucero de la tarde se le llamaba Hesperus y al lucero del alba Phosphorus o Lucifer. Debido a las distancias de las órbitas de Venus y la Tierra desde el Sol, Venus no es visible nunca más de tres horas antes del amanecer o tres horas después del ocaso. Los primeros astrónomos pensaron que Venus podría ser en realidad dos cuerpos separados. Observado a través de un telescopio, el planeta muestra fases como la Luna.

Cuando Venus presenta su fase completa parece menor porque está en el lado más alejado del Sol desde la Tierra. Su máxima brillantez (una magnitud de -4,4 o 15 veces el brillo de la estrella más brillante) la muestra en su fase creciente. Las fases y las posiciones de Venus en el cielo se repiten en un periodo sinódico de 1,6 años. Los tránsitos a través de la cara del Sol son raros y tienen lugar de dos en dos en intervalos de poco más de un siglo. Por ejemplo en el 2004 y el 2012. Los astrónomos se refieren a Venus como el planeta hermano de la Tierra. Ambos tienen similar tamaño, masa, densidad y volumen. Ambos se formaron más o menos al mismo tiempo y se condesaron a partir de la misma nebulosa. Sin embargo, durante los últimos años los investigadores han encontrado que el parecido termina aquí. Venus es muy diferente de la Tierra. No tiene océanos y está rodeado por una pesada atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono con casi nada de vapor de agua. Sus nubes están compuestas por gotas de ácido sulfúrico. En la superficie, la presión atmosférica es 92 veces mayor que la presión en la Tierra a nivel del mar. Venus es abrasadora con una temperatura en la superficie de unos 482° C. Esta alta temperatura es debida básicamente a un aplastante efecto invernadero causado por la pesada atmósfera y el dióxido de carbono. La luz solar atraviesa la atmósfera para calentar la superficie del planeta. El calor es radiado de nuevo hacia el exterior pero es atrapado por la densa atmósfera y no puede escapar hacia el espacio. Esto hace que Venus sea más caliente que Mercurio. Un día Venusino tiene 243 días terrestres y es más largo que su año de 225 días. De una forma extraña, Venus rota del este hacia el oeste, en sentido contrario al resto de los planetas.. Para un observador en Venus, el Sol se levantaría por el oeste para ponerse por el este.

Exploración:

Todo Venus está cubierto de nubes y tiene una atmósfera densa y una temperatura cercana a los 500 grados centígrados, lo que dificulta su estudio desde la Tierra; la mayor parte de los conocimientos que se tienen del planeta se han obtenido mediante la utilización de vehículos espaciales, en concreto aquéllos que han descendido a través de la atmósfera portando sondas. En total se han realizado hasta el año 2013 un total de 46 misiones al planeta Venus para su exploración, con mucho intentos fallidos en las primeras épocas. Para ver nuestra nueva sección de exploración a Venus hace click en el siguiente enlace.

Misiones al planeta Venus en orden cronológico

12 de febrero de 1961 Venera 1:

Se lanza la misión llamada originalmente Sputnik 8 se ´perdió contacto cerca de Venus a los 7 días de su lanzamiento, el satélite Venera 1 fue realizado por la desaparecida Unión Soviética (URSS).

29 de agosto de 1962, Mariner 2:

Luego del fracasado Mariner 1 es lanzado por Estados Unidos el Mariner 2; llega exitosamente a Venus el 14 de diciembre de 1962 (Se queda orbitando a 37.000 kms. de distancia) a pesar de perder el control de altitud y uno de sus paneles solares, el satélite pudo transmitir con éxito hasta el 3 de enero de 1963. La misión pudo detectar el lento giro del planeta, ya que como hemos dicho antes, el día de Venus dura más que el año; pudo detectar además la alta temperatura de la superficie del planeta que lo convierte en inhabitable para el hombre, como así también comprobar que la atmósfera era mayormente de dióxido de carbono.

Intentos fallidos:

1. Sputnik 20 (1/09/1962)
2. Sputnik 21 (12/09/1962)
3. Cosmos 21 (11/11/1962)
4. Venera 1964A (19/02/1964)
5. Venera 1964B (01/03/1964)
6. Cosmos 27 (27/03/1964)
7. Zond 1 (01/04/1964)
8. Venera 2 (12/11/1965)
9. Venera 3 (16/11/1965)
10. Cosmos 96 (23/11/1965)
11. Venera 1965A (23/11/1965)

La ex Unión soviética tiene un largo historial de fracasos en estas misiones al planeta Venus. Entre 1961 a 1967 la URSS fracasa 12 veces en enviar una sonda.

• 1 de marzo de 1966, Venera 3: El satélite Venera 3 de la comunista ex URSS, fracasa en aterrizar sobre el planeta y se estrella en su superficie, obteniendo el triste récord de ser la primera nave en estrellarse sobre un planeta.
• 19 de octubre de 1966, Venera 4: Según informó la URSS ese día llegó la sonda Venera 4 a Venus, desplegando sus paracaídas al entrar a la atmósfera. Gracias a sus sensores pudo determinar que la atmósfera era de dióxido de carbono + nitrógeno con apenas un 1% de oxígeno. También pudo determinar un residual campo magnético y la elevada temperatura.
• 14 de junio de 1967 La Mariner 5: Despega de Cabo Cañaveral llegando a Venus el 19 de octubre de 1967 logrando orbitar al planeta a solo 4.000 metros, pudo medir las condiciones de refracción y su pobre campo magnético, seguramente debido a la lenta rotación retrógrada que no permite que se genere el llamado «efecto dinamo». También pudo medir el campo magnético que existe entre los planetas. La misión se dio por finalizada el 5 de noviembre de 1967, el satélite ha quedado orbitando al planeta Venus en una órbita heliocéntrica. Durante el siguiente año se intentó contactar al Mariner 5 sin éxito, sin embargo en un momento el 14 de octubre de 1968 se recibió una señal de la sonda que indicaba que estaba cayendo muy lentamente hacia la superficie, tal vez aún siga orbitando el segundo planeta de nuestro sistema solar.
• 5 de enero de 1969 Venera 5: Mientras Estados Unidos se dedicaba a concentrarse en el programa Apolo que llevaría al hombre varias veces a la luna, la Unión Soviética aprendía de sus errores y empezaba una serie de éxitos en enviar sondas a Venus. El 5 de enero de 1969 despega la sonda Venera 5 llegando el 16 de mayo y durante 53 minutos descendió gracias a un paracaídas, durante ese lapso de tiempo envió datos atmosféricos que serían comprobados y mejorados en las siguientes misiones «Venera». Gracias a estos éxitos se pudo medir la temperatura en la superficie de Venus, entre 457 grados a 474 grados centígrados, haciendo totalmente imposible la existencia de vida.
• 5 de enero de 1969 despega y llega a Venus el 17 de mayo la Venera 6: Con un diseño mucho más robusto y fuerte que las Venera 4 y Venera 5, llega a al segundo planeta y durante 52 minutos de descenso controlado por paracaídas confirma y hace más precisas las mediciones atmosféricas de sus antecesoras, la sonda se destruye al impactar con la superficie como estaba planeado..
• 15 de diciembre de 1970, Venera 7: Aterriza por primera vez en la historia de la humanidad un objeto en otro planeta, con un descenso controlado aterriza sin ningún daño en Venus la sonda espacial «Venera 7» la nueva astronave llevó la denominación «3MV» El módulo de descenso se mantuvo conectado al módulo interplanetario para lograr bajar la temperatura a -8 grados y así proteger los instrumentos de los 470 grados centígrados, el paracaídas se abrió a 60 Kms, pero luego al parecer se rompió, cayendo más rápido de lo previsto a 16 metros por segundo (unos 60 Kms./Hora), dañándose las antenas y la transmisión de datos, sin embargo las cintas siguieron grabando; semanas más tarde revisando transmisiones de poca potencia se logró determinar que durante 23 minutos la señal proveniente de Venus era lo suficientemente potente para sacar datos útiles pero la única información que se pudo rescatar fue el de temperatura 475 grados centígrados.
• 27 de marzo de 1972, Venera 8: Despega desde la Unión Soviética la Venera 8, debe hacer una corrección en su órbita el 6 de abril y llega a Venus el 22 de julio, llevaba sensores de temperatura y presión atmosférica, sensores de luz, analizador de gases, altímetro, espectrómetro de rayos gamma y transmisores de radio. Durante los 117 días que duró el viaje el cohete que llevaba a la cápsula Venera 8 realizó detecciones de rayos cósmicos, luz ultravioleta y viento solar. Cuando ingresó a la órbita de Venus se logró descender la velocidad desde casi 42.000 Kms/h a solo 900 Kms/h gracias a la técnica conocida como Aerofrenado. A 60 kilómetros de altitud la cápsula espacial abrió su paracaídas de 2.5 metros de diámetro, durante el descenso la sonda envió información, cuando estaba entre los 35 a 30 kilómetros de altura informó de una fuerte disminución de la visión, como si la atmósfera fuera muy densa; luego cuando estaba a menos de 10 kms. Detectó vientos de 1 km/h. Venera 8 se posó sobre la superficie de Venus luego de los 50 minutos que duró la caída controlada:
• 3 de noviembre de 1972, Mariner 10: Despega desde Cabo Cañaveral para completar un misión de dos planetas, investigar el Planeta Mercurio y el Planeta Venus, durante un año , cuatro meses y veintidós días (más de 500 días) La nave aportó importantes datos de Venus y Mercurio. Mariner 10 utilizó con éxito el sistema llamado «Asistencia gravitatoria» (En inglés slingshot effect) para acelerarse gracias al pozo gravitatorio de Venus y llegar a Mercurio. El instrumental a bordo era: Dos telescopios con una grabadora a cinta digital, un espectrómetro de rayos ultravioleta, un radiómetro, un detector de plasma solar, un detector de «partículas cargadas», detector de «campos magnéticos», entre otros. En total La Mariner 10 obtuvo y envió a la tierra más de 7.000 fotografías de Venus y de Mercurio. El viaje a los planetas no estuvo exento de problemas, la computadora de a bordo se reinició varias veces, un pedazo de pintura desprendido de la nave obstaculizó el sistema principal de guiado, que usaba a la estrella Canopus como guía en el viaje pero gracias a un sistema secundario redundante se pudo recuperar la guía a Canopus y continuar el viaje, la antena de alta ganancia también sufrió desperfectos.
• El 5 de febrero de 1974 Mariner 10 sobrevoló Venus a una altitud de 5768 kilómetros, logrando fotografías al planeta con sus cámaras y un filtro ultra-violeta. Se descubrieron gracias a dicho filtro una gran cantidad de nubes Cirrus uncinus. De cualquier manera la misión principal de la Mariner 10 no fue Venus sino Mercurio, planeta al que visitó tres veces finalizando exitosamente el viaje el 24 de marzo de 1975. Hay firmes hipótesis que la sonda quedó orbitando al sol, pero no hay manera de saberlo ya que sus equipos de comunicación quedaron inutilizados tal cual se tenía previsto. Mariner 10 ha sido la última sonda espacial dentro del programa Mariner.
• 8 de junio de 1975, Venera 9:Lanzada desde Rusia la misión Venera 9 comprendía de dos módulos, un orbitador y una cápsula «Lander» que tocó la superficie de Venus el 20 de octubre de 1975. El orbitador se quedó girando sobre el segundo planeta mientras el Lander se sumergía en la densa y pesada atmósfera de Venus a más de 475 grados centígrados. El orbitador era tan o más importante que el Lander ya que llevaba 18 sensores. Espectrómetro de infrarrojos, radiómetro de infrarrojos, fotómetro de rayos ultravioletas, 2 foto polarímetros (335-800 nm), un espectrómetro de 300-800 nm. Espectrómetro de Lyman-α H/D, 1 radar de mapeo biestático CM, DM para ocultaciones de radio Triaxial Magnetometer, una cámara ultravioleta de 345-380 nm, una cámara de 355-445 nm, 6 analizadores electroestáticos, 2 trampas de modulación iónica, un detector de protones de baja energía y ondas alpha, un detector de electrones de baja energía, 3 contadores de semiconductores, 2 contadores de descarga de gas y un detector de Cherenkov; la otra importante tarea del orbitador era de hacer de enlace entre el lander y la Tierra ya que la densa atmósfera del planeta dificultaba las comunicaciones. El aterrizaje del Lander se logró gracias a tres paracaídas un disco metálico que frenaba el descenso y un amortiguador. Antes de ingresar a la caliente atmósfera de Venus un sistema de enfriado colocaba a la sonda a menos 8 grados (bajo cero) con el fin de proteger a los instrumentos de la infernal temperatura exterior, este sistema era útil durante 53 minutos.
• Venera 9 ha sido la primera nave en enviar hacia la Tierra una imagen de la superficie de un planeta; además midió los componente de la atmósfera de Venus midiendo ácido clorhídrico , ácido fluorhídrico , bromo , y yodo. La presión atmosférica en Venus es 90 veces mayor a la presión en la Tierra, la temperatura exterior medida por la Venera 9 era de 485 grados centígrados en la superficie.
• 14 de junio de 1975, Venera 10: Lanzada el 14 de junio llega a Venus tan solo tres días después de Venera 9, el día 23 de octubre de 1975, el «Lander» de esta misión logró aterrizar y sobrevivir 65 minutos en el planeta (12 minutos más que la Venera 9) El orbitador llevaba la misma cantidad de instrumental que el Venera 9, el «Lander» de la Venera 10 llevaba todos los instrumentos del Venera 9 más un radio doppler experimental. Esta nave también sufrió desperfectos en una de sus cámaras panorámicas de 360 grados por lo que pudo enviar 10 fotos en Blanco y Negro de 180°.
• Venera 11 es lanzada el 9 de Septiembre de1978 a las 3:25:39 UTC: Se separa de su orbitador el 23 de diciembre de 1978, dos días más tarde comienza su descenso sobre el planeta Venus a una velocidad de 11 kilómetros por segundo, durante una hora logra reducir la velocidad hasta alcanzar la superficie de una manera «suave» a 7 kilómetros por segundo gracias a una triple técnica de freno aerodinámico, paracaídas y frenado atmosférico. El orbitador continuó su vuelo en una órbita heliocéntrica sobre Venus regresando el mismo día del descenso de Venera 11 (25-12-1978) a una distancia de 34.000 kms. El orbitador sirvió de enlace de comunicaciones entre La Tierra y Venera 11. Luego el orbitador siguió con su misión con numerosos detectores rusos y franceses finalizando la misma en febrero de 1980, podemos ver todos los detalles de la misión Rusa en el sitio de la NASA: Venera 11 en tanto llevaba un instrumento especial para detectar rayos en la atmósfera venusina.
• 20 de mayo de 1978 Pioneer Venus: Llegó a Venus el 4 de diciembre de 1978, la misión se mantuvo operativa durante 14 años hasta agosto de 1992 y consistía en girar sobre el planeta en una órbita elíptica analizándolo con sus instrumentos que como se puede ver en la imagen se encontraban todos ubicados en la parte posterior del cilindro a excepción del magnetómetro. Dicho cilindro medía dos metros y medio de diámetro por un metro con veinte centímetros de largo. La sonda espacial había sido construida por la empresa Hughes Aircraft, de famoso constructor aeronáutico Howard Hughes.El peso total era de 45 kilos. Levaba 17 instrumentos para hacer experimentos: Un foto polarímetro de nubes para medir la distancias verticales de las nubes de Venus Un radar de mapeado superficial para determinar el mapa Venusino y descubrir las características de la superficie, Un radiómetro infrarrojo para medir la radiación infrarroja de la atmósfera, Un espectrómetro detector de rayos ultravioletas para medir radiación ultravioleta emitida y dispersada por el planeta, un espectrómetro de masas para determinar exactamente la composición de la atmósfera superior, un analizador del plasma solar para analizar las propiedades del viento solar, un magnetómetro para investigar el campo magnético, Un analizador de campo eléctrico para estudiar el viento solar y sus interacciones, un medidor de temperaturas de electrones con el objeto de estudiar las propiedades térmicas de la ionosfera, Un espectrómetro de masa de iones para determinar las características de la población de iones en la ionosfera, un analizador de partículas cargadas potencialmente retardadas para analizar, dos equipos de radio para realizar experimentos científicos para determinar el campo magnético del planeta, un equipo de radio doppler para realizar el método de «ocultación de radio» con el objeto de caracterizar la atmósfera, un experimento científico atmosférico de arrastre para estudiar la atmósfera superior, un experimento de radio sobre la turbulencia del viento atmosférico y solar, un detector de rayos gamma para registrar los eventos relacionados con rayos gammaGracias a la misión se pudo obtener el mapa de la superficie de Venus que podemos observar a nuestra izquierda, haciendo click en la imagen se podrá ver en una ventana nueva la imagen con mejor resolución. Además se obtuvo el mapeo de las nubes, la atmósfera y la ionosfera.
• Venera 12: A pesar de haber despegado cinco días después de su gemela la Venera 11(el 14 de septiembre de 1978), se decidió que su «lander» tocara la superficie de Venus antes, cuestión que se produjo el día 21 de diciembre de 1978. Otra de las misiones exitosas ha sido observar en el rango de luz ultravioleta los cometas siguientes: «Encke» observado del 13 al 16 de Abril de 1984; «Giacobini-Zinner» del 8 al 15 de Septiembre de 1985; «Halley» del 27 de Diciembre de 1985 hasta el 9 de Marzo de 1986; » Wilson» del 13 de Marzo al 2 de Mayo de 1987; » NTT» 8 de Abril de 1987 McNaught, del 19 al 24 de Noviembre de 1987. Desde la llegada a Venus el 4 de diciembre de 1978 hasta julio de 1980 el Pionner Venus se mantuvo en una órbita lo más cercana posible al planeta unos 142 kilómetros, esto le permitió estudiar la atmósfera superior la ionosfera y la interacción de estas con el viento solar. En el año 1991 la sonda fue reactivada para estudiar nuevas áreas al sur hasta mayo de 1992 fecha en la cual se agotó el combustible cayendo hacia el planeta hasta que se desintegró en agosto de 1992…, l.

Atmósfera

La temperatura de la superficie de Venus es muy uniforme y alcanza unos 462 ° C; la presión de la superficie es 96 veces la de la Tierra. La atmósfera está compuesta casi en su totalidad por dióxido de carbono (CO2). La base de las nubes está a 50 km de la superficie y las partículas de estas nubes son sobre todo ácido sulfúrico concentrado. El planeta no tiene campo magnético perceptible. Que el 97% de la atmósfera de Venus sea CO2 no es tan extraño como pudiera parecer; de hecho, la corteza terrestre contiene casi la misma cantidad en forma de tierra caliza. Cerca del 3% de la atmósfera venusina es nitrógeno (N2). Por contraste, el 78% de la atmósfera terrestre es nitrógeno. El agua y el vapor de agua son muy raros en Venus. Muchos científicos argumentan que Venus, al estar más cerca del Sol, está sujeta a un llamado efecto invernadero desbocado que provocó que se evaporaran algunos océanos en la atmósfera. Los átomos de hidrógeno de las moléculas de agua podían haberse perdido en el espacio y los átomos de oxígeno en la corteza. Otra posibilidad es que Venus tuviera en principio muy poca agua. El ácido sulfúrico de las nubes también tiene su correspondencia en la Tierra; forma nieblas muy finas en la estratosfera. Este ácido cae con la lluvia y reacciona con los materiales de la superficie; la denominada lluvia ácida daña determinadas partes del medio ambiente. En Venus, el ácido se evaporar en la base de las nubes y sólo puede permanecer en la atmósfera. La parte superior de las nubes, visible desde la Tierra y desde el Pioneer Venus 1, se extiende como neblina 70 u 80 km por encima de la superficie del planeta. Las nubes contienen una impureza de color amarillo pálido que se detecta mejor con longitudes de onda cercanas al ultravioleta. Las variaciones en el contenido de dióxido de azufre de la atmósfera podrían indicar vulcanismo activo en el planeta. En la cima de las nubes es posible distinguir ciertos modelos de nube y rasgos climáticos que proporcionan información sobre el movimiento del viento en la atmósfera. Los vientos del nivel superior rodean al planeta a una velocidad de 360 km/h. Estos vientos recorren el planeta, soplando en casi todas las latitudes, desde el ecuador a los polos. El seguimiento del movimiento de las sondas descendentes ha mostrado que, a pesar de la existencia de estos vientos de nivel superior de alta velocidad, mucho más de la mitad de la densísima atmósfera de Venus, próxima a la superficie del planeta, está estancado. Desde la superficie hasta los 10 km de altura, las velocidades del viento sólo son de 3 a 18 kilómetros por hora. La atmósfera superior y la ionosfera han sido estudiadas con gran detalle por el Pioneer Venus 1 mientras las atravesaba una vez al día. En la Tierra, esta región es muy cálida; en Venus no, a pesar de estar más cerca del Sol. Resulta sorprendente que el lado nocturno de Venus sea muy frío (las temperaturas del lado diurno son de 40 ° C y las del lado nocturno de -170 ° C). Los científicos sospechan que los fuertes vientos soplan desde el lado diurno hacia el vacío casi total provocado por las bajas temperaturas del lado nocturno. Estos vientos arrastrarían gases ligeros, como hidrógeno y helio, que están concentrados en un «engrosamiento» del lado nocturno. En la Tierra, la ionosfera está aislada del viento solar por la magnetosfera. Venus carece de campo magnético propio, pero el viento solar parece generar una magnetosfera inducida.

Características de la superficie del planeta venus:

La superficie de Venus es relativamente joven, geológicamente hablando. Parece haber sido reconstruida completamente hace unos 300-500 millones de años. Los investigadores debaten ahora cómo y por qué ocurrió esto. La topografía Venusina está compuesta por vastas llanuras cubiertas por ríos de lava y montañas o mesetas deformadas por la actividad geológica. El Monte Maxwell en la Tierra de Ishtar es el punto más alto de Venus. Las mesetas de la Tierra de Afrodita se extienden a lo largo de casi la mitad del ecuador. Las imágenes de la sonda Magallanes de las mesetas tomadas desde una altura de 2.5 kilómetros son inusualmente brillantes, lo que es propio de suelos húmedos. Sin embargo, el agua líquida no existe en la superficie y por lo tanto no puede ser la causa del brillo de las mesetas. Una teoría sugiere que este material brillante podría estar constituido por compuestos metálicos. Diversos estudios muestran que el material podría ser pirita de hierro (también conocida por el nombre de «oro de los tontos»). Es inestable en las tierras bajas pero sería estable en las mesetas. El material podría ser también algún tipo de material exótico que produciría los mismos resultados pero en concentraciones menores. Venus está surcado por numerosos cráteres de impacto distribuidos aleatoriamente sobre su superficie. Los cráteres con menos de 2 kilómetros no existen apenas, debido a la pesada atmósfera de Venus. La excepción se produce cuando los meteoritos grandes se fracturan justo antes del impacto, dando lugar a las agrupaciones de cráteres. Los volcanes y los fenómenos volcánicos son todavía más numerosos. Al menos el 85% de la superficie de Venus esta cubierta por roca volcánica. Grandes ríos de lava, que se prolongan durante cientos de kilómetros, han cubierto las tierras bajas creando vastas llanuras. Más de 100.000 pequeños escudos volcánicos puntea la superficie junto con cientos de grandes volcanes. Los ríos procedentes de los volcanes han producido largos canales sinuosos que se prolongan por cientos de kilómetros, destacando uno con casi 7.000 kilómetros de longitud. Sobre Venus pueden encontrarse gigantescas calderas con más de 100 kilómetros de diámetro. Las calderas terrestres suelen tener normalmente sólo unos pocos kilómetros de diámetro. Algunos fenómenos únicos en Venus incluyen las coronas y los aracnoides. Las coronas son grandes fenómenos circulares u ovales, rodeados por acantilados y con cientos de kilómetros de envergadura. Se piensa que son el reflejo en superficie de los afloramientos del manto. Los aracnoides son fenómenos alargados similares a las coronas. Podrían haber sido causados por la roca fundida que se filtra a través de las fracturas y da lugar a sistemas radiales de fracturas y diques.

Venus gira muy lentamente sobre su eje y la dirección es retrógrada (contraria a la de la Tierra). Curiosamente, cuando los dos planetas están más cerca, siempre mira hacia la Tierra la misma cara de Venus. En estas ocasiones, se puede observar esta cara y se pueden trazar mapas mediante radiotelescopios con base en la Tierra. En contraste con la enorme antena que necesitó el radar terrestre que traza los mapas de Venus, un modesto instrumento del Pioneer Venus 1 pudo dirigir un reconocimiento casi global. Combinado con los datos de las sondas soviéticas y los del radar, el reconocimiento mostró que la superficie de Venus es, ante todo, una meseta plana interrumpida por dos zonas montañosas del tamaño de un continente conocidas como Ishtar Terra y Aphrodite Terra. Esta última ocupa la parte más lejana de Venus según se ve desde la Tierra cuando ambos planetas están más alejados. El radar más potente a bordo de la sonda espacial Magallanes ha descubierto volcanes muy activos, grandes corrientes de lava solidificada y una amplia serie de cráteres meteóricos. El mayor cráter de impacto que se ha observado mide casi 160 km de diámetro (el más pequeño, unos 5 km). El radar de la sonda podría resolver incluso cráteres más pequeños, si los hubiera. La densa atmósfera de Venus impide que meteoroides más pequeños alcancen la superficie del planeta. El reconocimiento global y otras sondas también han dejado pruebas de que, al menos en el pasado, hubo una gran actividad tectónica en Venus. Estas pruebas incluyen cordilleras, cañones, una depresión que se extiende 1.400 km a lo largo de la superficie y un gigantesco cono volcánico cuya base mide más de 700 km de ancho. Las sondas soviéticas enviaron fotografías de las áreas donde se posaron y también midieron la radiactividad natural de las rocas. La radiactividad recuerda a la del granito y sugiere que el material de Venus se diferencia químicamente por su actividad volcánica. Las rocas angulosas que se pueden ver en las imágenes soviéticas también sugieren la existencia de actividad geológica que contrarrestaría las fuerzas de erosión.

Los esfuerzos soviéticos y estadounidenses por descubrir más sobre Venus no habían acabado con las Mariner y las primeras Venera: ambas potencias siguieron enviando sondas no tripuladas al planeta casi sin descanso, y poco a poco se fue conociendo más sobre él. Como dijimos en la primera parte, la información básica sobre la atmósfera de Venus (su presión, composición, nubes, etc.) había sido ya obtenida, aunque podían refinarse los datos. Pero la superficie del planeta seguía siendo un misterio.

El problema era doble: por un lado, la atmósfera era de tal opacidad que observar el suelo venusiano con luz visible no tenía sentido. Ni siquiera era posible enviar una sonda como la Venera 7 que penetrase bajo la capa de nubes y llegase al suelo, y luego observar la superficie y hacer un mapa. Como ya mencionamos en la primera parte del artículo, la visibilidad en Venus es de unos pocos kilómetros por la densidad y composición de la atmósfera, además de la escasa luz visible que atraviesa la capa de nubes. La radiación visible simplemente no es una opción: hacía falta utilizar otras longitudes de onda, como las de radio (el radar).

Incluso usando el radar, la resolución desde la Tierra es muy pequeña: hacía falta enviar sondas que orbitaran Venus, tomando imágenes de radar de la mayor resolución posible para elaborar un mapa geológico del planeta. ¿Tenía montañas y valles? ¿Era más bien llano? Precisamente para eso, además de para confirmar y refinar los datos sobre la atmósfera del planeta, EE.UU. envió a finales de los 70 una misión doble a venus, la misión Pioneer Venus, que constaba de dos partes: una gran sonda orbital y un conjunto de sondas atmosféricas. Ambas llegaron a Venus separadamente pero con poco tiempo de diferencia. La gran sonda Pioneer Venus Orbiter se dedicaría a orbitar el planeta vecino durante años, obteniendo una enorme cantidad de información desde su órbita. La Orbiter tenía foto-polarímetros para observar las nubes, un radar para obtener mapas de la superficie, espectrómetros de masas, instrumentos para detectar el viento solar, múltiples fotómetros de distintas longitudes de onda… De hecho, esta sonda aún estaba ahí, obteniendo datos, cuando la más moderna Magallanes (de la que hablaremos en un momento) llegó a Venus. Finalmente, con su combustible consumido e incapaz de compensar la fricción con las capas altas de la atmósfera del planeta, la Orbiter cayó hacia la superficie y se destruyó en la atmósfera de Venus en 1992. Llevaba dando vueltas al planeta desde 1978. La principal contribución de la Pioneer Venus Orbiter, desde luego, fue el mapa que obtuvo del planeta. Aunque no es de gran resolución, cubre el 93% de la superficie de Venus, y da una idea bastante buena de la topografía general del planeta que se esconde bajo la capa de nubes:

En el mapa puedes ver los dos “continentes” principales de Venus: lo que serían continentes si hubiera un océano que cubriese las zonas de menor elevación del planeta. Arriba a la izquierda se ve Ishtar Terra, que tiene el tamaño aproximado de Australia. Más o menos en el centro del continente puedes ver la cordillera montañosa más alta de Venus: los Maxwell Montes, nombrados en honor a James Clerk Maxwell. El pico más alto tiene una altura de 11 kilómetros sobre la elevación media del planeta, con lo que –dentro de lo extremo de las condiciones de Venus– sería uno de los mejores lugares para estar en la superficie, al tener una presión y una temperatura menores que cualquier otro punto de la superficie. El otro gran “continente”, un poco al sur del ecuador y a la derecha de la imagen, es Aphrodite Terra, y tiene el tamaño aproximado de Sudamérica – es más extenso que Ishtar Terra, pero tiene menor elevación. En general, la mayor parte de Venus está a una elevación no demasiado diferente de la media, con lo que es –como planeta– bastante llano. Parte de la razón la comentaremos en breve. En cualquier caso, disponer de un mapa de casi toda la superficie del planeta fue un gran paso en el conocimiento de Venus. Desde luego, los científicos se preguntaban por qué era tan liso, pero habría que esperar algunos años para contestar a eso. La segunda parte de la misión Pioneer a Venus, que llegó casi al mismo tiempo que la primera, era bastante más compleja que la sonda orbital: constaba de cinco componentes y se denominaba Pioneer Venus Multiprobe (Multisonda Pioneer Venus). El primero era básicamente el “transporte” en el que los demás viajaban, y se destruyó a sí mismo entrando en la superficie de Venus para obtener la mayor información posible durante la entrada en la atmósfera. Dejó tras de sí a los otros cuatro componentes de la misión: una sonda de mayor tamaño y tres más pequeñas.

Pioneer Venus Multiprobe Spacecraft

Pioneer Venus Multiprobe (visión artística).

Todas las sondas tenían misiones parecidas: penetrar bajo la capa de nubes, obtener mediciones de presión, temperatura, composición, radiación de diversas longitudes de onda, etc. durante el descenso y, si había suerte (pero esto era simplemente una posibilidad) llegar al suelo del planeta. La sonda más grande tenía un paracaídas, además de una “nariz” desmontable para proteger el sensible conjunto de instrumentos del calor de la entrada atmosférica, que se soltaba cuando la velocidad había descendido lo suficiente. Las sondas más pequeñas pesaban mucho menos y no tenían siquiera paracaídas – caían “a plomo”, con una protección térmica como la de mayor tamaño, y debieron de pegarse buenos trompazos contra el suelo de Venus.

Cada sonda cayó hacia el suelo en puntos diferentes del planeta, para así comprobar si existían diferencias de importancia entre la cara que miraba hacia el Sol y la que no, así como entre las regiones polares y las ecuatoriales. Lo que comprobaron en la caída fue lo que ya dijimos en la primera parte del artículo: no existen grandes diferencias de temperatura entre el día y la noche, ni entre altas y bajas latitudes. Sólo una de las sondas llegó al suelo sin ser destruida por la presión atmosférica (o perder la capacidad de comunicarse con la Tierra), la sonda que cayó en la zona de noche. Esta sonda siguió mandando información durante una hora, posada en el suelo, pero desgraciadamente no tenía capacidad de analizar las rocas sobre las que se encontraba, ni siquiera de mandar alguna fotografía de lo que se veía desde el punto de impacto: como digo, llegar al suelo era simplemente un regalo con el que no se contaba, y el peso adicional de las cámaras y aparatos específicos para analizar el suelo hubiera sido demasiado grande. Pero la cuestión es que la misión Pioneer estaba centrada más en la atmósfera y los mapas por radar que en la superficie (y las misiones que tenía encomendadas las llevó a cabo con gran éxito), pero parte de la razón es que para entonces ya habíamos visto el suelo. Nuestros ojos se habían posado por primera vez en la superficie de Venus unos años antes, gracias a la constancia de los soviéticos, que enviaban sondas Venera al planeta con una regularidad y entusiasmo encomiables (por si te lo estás preguntando, llegaron hasta la Venera 16 en 1983). En 1975, tres años antes de que las Pioneer llegasen a Venus, se produjo otro de los momentos clave en la historia de la exploración espacial: la primera fotografía tomada desde la superficie de otro planeta. Fue tan sólo unos meses antes de las primeras fotografías de la superficie de Marte, pero fue un momento histórico. Las responsables fueron las Venera 9 y 10 (que como su antecesora la 8 disponían de carcasas muy resistentes, capaces de aguantar cientos de atmósferas). Estas sondas no sólo lograron posarse en la superficie del planeta, sino que nos mostraron lo que se veía a sus pies. Supongo que a algunos de vosotros estas fotos no os dirán mucho, mientras que a otros –como a mí mismo– os producirán un leve escalofrío. Los días eran el 22 y el 25 de Octubre de 1975:

Sin embargo, eso no era todo: las Venera 13 y Venera 14 lograron algo parecido, pero aún mejor: consiguieron tomar fotografías en color de la superficie de Venus en 1982. Sí, sólo se ve el suelo a sus pies, pero si esto no parece el suelo del infierno no sé qué se puede parecer más. Los colores serían usados luego para dar un matiz rojizo a todas las imágenes generadas por ordenador de la superficie en años posteriores:

Los esfuerzos de la misión Pioneer a Venus fueron ampliamente superados por la sucesora de la Pioneer Venus Orbiter, la sonda Magallanes que llegó al planeta en 1989 y convivió durante unos pocos años con su antecesora. La Magallanes realizó un mapa topográfico de la superficie de Venus utilizando el radar, como la Orbiter, pero con una resolución y una cobertura extraordinarias, las mejores hasta hoy.

Mapa topográfico de la superficie de Venus obtenido por la Magallanes. Además, el avance en los ordenadores permitió crear imágenes en 3D de la superficie de Venus. Aún recuerdo ver esas imágenes en la televisión por primera vez, y la maravilla que sentí. El color fue añadido a partir de los colores de las rocas mostrados en las fotografías de las Venera que hemos mostrado antes:

La Magallanes permaneció tomando imágenes por radar hasta 1994, cuando se destruyó en la entrada a la superficie de Venus. Además de permitirnos tener una idea muy exacta de la elevación de la superficie venusiana, su resolución era tan grande que permitía identificar multitud de estructuras de importancia geológica: fue posible marcar la localización de cada cráter volcánico, cada valle, cada falla… y los resultados eran sorprendentes.

Para empezar, el vulcanismo domina el paisaje de Venus. No existe otro planeta en nuestro Sistema Solar en el que haya más volcanes. Entre los volcanes propiamente dichos, las planicies de lava enfriada, los largos ríos de lava… existen pocas zonas del planeta que no sean volcánicos de una u otra forma. De hecho, el 80% de la superficie consiste en llanuras de basalto enfriado. El volcán más grande de todos es Maat Mons, con 8 km de altura. Al no haber agua ni cambios de temperatura, la única erosión es la causada por el viento, con lo que el paisaje es bastante estático (salvo en períodos especiales de los que hablaremos luego). El flujo de lava procedente de Maat Mons se extiende hasta cientos de kilómetros del cráter – imagina las llanuras agrietadas bajo el siniestro cielo venusiano (que en estas imágenes desgraciadamente se ha dejado negro):

Además de ser abundante, el vulcanismo de Venus es inusual en algunos casos. Por ejemplo, muchos volcanes son de una altura muy pequeña pero sus cráteres son enormes, mucho más extensos que los de los volcanes terrestres; estos volcanes venusianos se denominan “tortitas” por su parecido con ese dulce, plano y redondo manjar:

Además del vulcanismo, otra cosa era evidente en las imágenes de radar de la Magallanes: había muy pocos cráteres, y eran bastante recientes. Desde luego, nadie esperaba que la superficie de Venus estuviera cubierta de cráteres de todos los tamaños como la de la Luna – la densísima atmósfera del planeta desintegraría los meteoritos más pequeños mucho antes de llegar al suelo. Efectivamente, sólo se veían impactos de cuerpos que habían tenido que ser muy grandes al entrar en la atmósfera del planeta. Pero, aun teniendo en cuenta esto, había muy pocos cráteres, y lo que era más importante, no tenían lava dentro. Dada la cantidad de volcanes y de coladas de lava en el planeta, esto era sorprendente: poco a poco, los cráteres deberían haberse ido llenando de lava. Sin embargo, esto no sucedía – los cráteres más antiguos habían sido completamente cubiertos y no se veía ni rastro de ellos, y los nuevos no tenían nada de lava dentro; no había nada intermedio. Pero si no había actividad volcánica, ¿qué había cubierto los antiguos? Y si había actividad volcánica, ¿por qué los que se ven no tienen diversos niveles de lava dentro, sino que están completamente vacíos? Analizando la edad de los cráteres, el porcentaje y su distribución en la superficie de Venus, los científicos fueron capaces de resolver el misterio (bueno, al menos eso pensamos por ahora): en algún momento hace entre 300 y 500 millones de años prácticamente toda la superficie de Venus fue “renovada” de golpe en un frenesí de actividad volcánica. Apenas hay zonas más antiguas en la superficie del planeta, pero después de que eso sucediera no ha habido ningún cambio global – sólo algunas coladas de lava procedentes de los volcanes, pero nada tan tremendo y extendido como en aquel momento.

Compara esto con la Tierra: aquí hay movimientos tectónicos continuos, y gran parte de la superficie del planeta se va renovando poco a poco. Por ejemplo, en las dorsales oceánicas sale una colada continua de lava basáltica, que va al mismo tiempo desapareciendo por subducción y volviendo a fundirse en la astenosfera. Pero en Venus no hay movimientos tectónicos: los “continentes” no se mueven, la deriva no existe. Tampoco se va reemplazando la supercicie poco a poco… pero en un momento determinado, casi toda la superficie fue reemplazada “de golpe” (geológicamente hablando, se entiende). ¿Por qué? No lo sabemos. De lo que sí estamos bastante seguros es de que Venus no tiene astenosfera: la capa muy fluida sobre la que los continentes de la Tierra se “deslizan” debido a la convección. Al menos, no la tiene ahora mismo, aunque puede haberla tenido. Lo que pensamos es que cada cierto tiempo (cientos de millones de años o más) el calor interior de Venus provoca una especie de “cataclismo de lava” que cubre casi toda la superficie del planeta en un tiempo relativamente corto, para luego tener otro largo período de calma – ahora mismo Venus se encuentra en uno de estos períodos de calma. Sin embargo, la estructura interna del planeta probablemente es similar a la de la Tierra en otros aspectos, pues la composición química y el tamaño no son demasiado diferentes. Los científicos piensan que existen corteza, núcleo y manto, como en el caso de la Tierra. Sin embargo, hay una diferencia fundamental en el comportamiento de estas capas. Al no haber astenosfera ni, por lo tanto, movimientos tectónicos, se piensa que no hay tanta diferencia de temperatura entre el núcleo y el manto como en el caso de la Tierra, pues el manto de Venus está más caliente que el nuestro. Esto podría ser una explicación de por qué el campo magnético de Venus es tan pequeño: sin convección en el núcleo no es posible que la dinamo exista para producir un campo magnético apreciable.

Aún nos falta mucho por descubrir de Venus, por muy cerca que esté. Actualmente estamos estudiando la información enviada por la sonda europea Venus Express, que está estudiando la dinámica atmosférica del planeta con bastante detalle. Por ejemplo, sabemos ahora que hay grandes vórtices permanentes en los dos polos de Venus, y el del Polo Sur es doble. Ya sabíamos que en las capas altas de la atmósfera hay vientos muy fuertes, pero ahora sabemos mejor cómo se redistribuye la energía térmica por el planeta.

Aunque la Venus Express aún va a seguir enviando datos hasta Mayo de 2009, ya nos ha permitido conocer bastante mejor la atmósfera del planeta, aunque también ha provocado que nos planteemos más preguntas. Sabemos ahora que, efectivamente, hay tormentas eléctricas bastante tremendas en Venus, con rayos más frecuentes que en la Tierra. También sabemos que hay una cantidad relativamente grande de óxidos de azufre en el aire: pero se pensaba que los volcanes de Venus estaban actualmente inactivos, y estos óxidos de azufre reaccionan con las rocas del planeta y desaparecen poco a poco. ¿De dónde viene todo ese óxido de azufre? ¿Hay más actividad volcánica ahora mismo de la que se pensaba, o existen procesos atmosféricos que no conocemos que siguen produciendo esos compuestos? De hecho, ahora mismo la sonda está tratando de detectar volcanes activos. Esto no es fácil, cuando estás tratando de mirar a través de 100 km de atmósfera nubosa y opaca: lo que la Venus Express está haciendo es, por un lado, tratar de descubrir zonas de gran concentración de estos compuestos (que podrían indicar la emisión de gas por la chimenea del volcán), y por otro lado medir la emisión infrarroja desde el suelo para detectar “puntos calientes” directamente – el volcán en acción. Hasta ahora no ha encontrado ni una cosa ni la otra, y algunos científicos son bastante escépticos sobre la posible existencia de volcanes activos. Afortunadamente aún quedan muchos datos por recibir, más aún por pensar, y además hay más misiones planeadas a Venus. La agencia espacial japonesa (JAXA) planea lanzar su PLANET-C, que estudiará con más detalle el clima venusiano, en 2010. Aunque la europea BepiColombo se dirigirá a Mercurio, pasará junto a Venus y esperamos que nos mande algunos datos jugosos. Eso sí, la que más entusiasmado me tiene, porque es como volver a la época de las Venera pero mejor aún, es la estadounidense VISE (Venus In-Situ Explorer). Aunque no está confirmado aún que se realice esta misión –algo que sucedería en 2013–, el plan es volver a la superficie del Infierno y tomar muestras de rocas, con una sonda más resistente que las Venera de modo que pueda durar más que unas pocas horas en el suelo. ¡Esperemos que la misión se lleve a cabo!

Desde luego, no tenemos por qué quedarnos ahí: como dije en la presentación de la serie, parte de su propósito es elucubrar sobre las posibilidades de exploración y colonización de cada planeta. Venus es un caso especial: por una parte, en muchas cosas es muy parecido a la Tierra, más que ningún otro planeta. Por otra parte, es un lugar tan absoluta y horriblemente hostil que es, en muchos aspectos, como plantearse colonizar el infierno de El Paraíso Perdido. Sobre todo esto (las razones por las que hacerlo, las posibilidades de colonización y sus consecuencias, etc.) hablaremos en la tercera parte del artículo en unos pocos días.

¿Cómo colonizar el Infierno?

¿por qué colonizarlo? ¿cómo adaptarnos a él, o adaptarlo a nosotros? Especularemos juntos sobre cómo hacer nuestro este infierno del Sistema Solar. (tal vez el más importante) es hacer pensar – sí, puede que encuentres multitud de pegas en muchos de los métodos de colonización y terraformación que leas aquí (como en los de todas partes, por otro lado). El objetivo no es llegar a una solución definitiva, sino reflexionar juntos. En primer lugar, ¿por qué gastar los enormes recursos que requeriría una colonización de Venus? Existen varias razones para hacerlo, algunas a menor plazo que otras. Al hablar de Mercurio mencionamos las razones por las que la existencia de una base permanente allí sería una idea excelente para obtener recursos del Sistema Solar interior: Mercurio puede ser una fuente de recursos minerales y energía. Venus podría ser mucho más.

• La diferencia fundamental entre la colonización de Mercurio y Venus es la gran similitud
• –en algunos aspectos, como hemos visto– entre este planeta y la Tierra. Aunque la base de Mercurio fuese permanente, es improbable que sus habitantes lo fueran: serían científicos, ingenieros y técnicos que probablemente harían turnos para explotar los recursos minerales del planeta. Sería difícil que el pequeño planeta fuera un nuevo hogar para la humanidad. Venus sí puede serlo, aparte de tener recursos de los que también podemos aprovecharnos.

Mucha gente se pregunta por qué diablos vamos a buscar un nuevo hogar en el Sistema Solar: ¿es que no nos basta con la Tierra? Desde luego, a corto plazo no es probable que vayamos a ninguna parte, ni que podamos hacerlo tecnológicamente. La cuestión está en el medio y largo plazo, y no tanto en dejar la Tierra atrás (al menos mientras el Sol aguante) como en asegurar la supervivencia de la especie. Justo hace unos días hablábamos sobre la posibilidad de un “otoño nuclear”, que no destruiría la vida humana sobre la Tierra, aunque provocase mucho dolor y sufrimiento, pero el peligro de extinguirnos siempre estará ahí, nuclear o no. Por un lado, somos un grupo de monos bastante agresivos, y siempre estamos peleándonos por algo (y si no estás de acuerdo con esto ven aquí y me lo dices a la cara, ¡a la cara!). Nuestra tecnología alcanzará en algún momento –si no lo ha hecho ya, algo que es discutible– la capacidad de matarnos a nosotros mismos como especie, y a partir de ese momento dependeremos únicamente de nuestra buena voluntad para no hacerlo. Y siendo los monos cascarrabias y envidiosos que somos, eso puede significar depender de algo muy endeble. Si habitásemos más de un planeta, una autodestrucción de este tipo seguiría siendo posible, pero mucho menos probable.

Por otro lado, no podemos descartar catástrofes naturales. Es posible que logremos predecir las que podrían extinguirnos como especie e incluso evitar algunas (como la colisión de un pequeño asteroide), pero dependemos de la probabilidad para sobrevivir en este aspecto. Una vez más, es posible que un cataclismo acabe con la vida en todo el Sistema Solar, pero mucho menos probable que si estamos todos juntos, apelotonados aquí en la Tierra. Habrá algunos que argumenten que sería mejor gastar nuestro dinero resolviendo los problemas de nuestro propio planeta […] No estoy negando la importancia de luchar contra el cambio climático ni el calentamiento global, pero podemos hacer eso y disponer aún de un 0,25% del PIB global para el espacio. ¿No vale nuestro futuro un 0,25%? Es cierto que Venus ofrece algunas dificultades tremendas para su colonización como nuevo hogar de la humanidad: decir que colonizarlo es apropiarnos del infierno no es ninguna exageración. Tampoco sería inteligente negar que Marte es más fácil de colonizar en muchos aspectos (aunque, como veremos, no tanto de terraformar), y es probable que nos extendamos a ese planeta antes que a Venus… pero Venus tiene sus ventajas –algunas sutiles– y es posible evitar o amortiguar algunas de sus más infernales características.

La principal ventaja de nuestro vecino como posible hogar adicional de la humanidad es su gravedad: un 90% de la de la Tierra. Aunque hablaremos más sobre esto en el artículo correspondiente, todavía no estamos seguros de si la gravedad de Marte (alrededor de un tercio de la terrestre) será suficiente como para evitar la descalcificación de los huesos de sus posibles colonos. Es indudable que adaptarse a ella, en cualquier caso, sería difícil – pero ese problema no existe en Venus. De hecho, es el único lugar eventualmente habitable en el Sistema Solar cuya gravedad es tan parecida a la nuestra, y eso lo hace realmente especial.

Además, esa gravedad elevada se debe al tamaño y composición del planeta, muy parecidos a los de la Tierra: pensamos que allí podríamos encontrar recursos naturales similares a los de la Tierra. Colonizar Venus supondría casi duplicar la producción potencial de recursos naturales por parte de la humanidad, y tan cerca de nosotros como es físicamente posible en el Sistema Solar. Una vez iniciada la producción industrial allí, no haría falta transportar recursos naturales desde la Tierra, pero incluso cuando hubiera que hacerlo no sería tan costoso como alcanzar otros lugares del sistema. Y esta producción adicional sería una ayuda inestimable para colonizar el resto del Sistema y, algún día, otros sistemas estelares. Desde luego, la idea de vivir en un lugar en el que el plomo se derrite, la presión es la equivalente a las profundidades del océano, no hay agua de ningún tipo ni oxígeno y las nubes son de ácido sulfúrico no es lo que llama precisamente a la colonización, pero no debemos subestimar nuestro ingenio. Somos monos cascarrabias y violentos, sí, pero también ingeniosos: cuando ponemos nuestra inteligencia a trabajar para crear en vez de para inventar nuevos modos de matarnos unos a otros logramos cosas sorprendentes.

Presión atmosférica de Venus en función de la altitud.

Es cierto que la temperatura y la presión en la superficie de Venus son tremendas, pero en las capas altas de la atmósfera esto no es así. A unos 50 km del suelo, la temperatura y la presión son prácticamente las mismas que sobre la superficie de la Tierra. Mientras que la superficie de Venus es un infierno, las capas altas de su atmósfera son, en muchos aspectos, un paraíso – especialmente en el aspecto energético. Piensa que a 50 km de altitud, aunque desde luego dentro de la atmósfera del planeta, estaríamos por encima de la mayor parte de las nubes, con lo que la radiación solar llegaría con una enorme intensidad. Lo curioso es que el suelo es oscuro y caliente, pero esa capa atmosférica es luminosa y fresca, debido a la menor presión. Desde luego, no querrías estar expuesto a esa radiación – la temperatura del aire puede no ser muy grande, pero te achicharrarías y probablemente desarrollarías cáncer muy rápido. Las razones de eso son dos: por un lado, evidentemente estás por encima del 99% de la atmósfera y no hay quien te proteja de las radiaciones solares más “duras”. Pero además hay que recordar que Venus está más cerca del Sol que la Tierra, y que la intensidad de la radiación solar disminuye más o menos de forma cuadrática con la distancia a la estrella: los 100 Mkm de radio de la órbita de Venus comparados con los 150 Mkm de la nuestra hacen que la constante solar en la cima de la atmósfera de Venus sea prácticamente el doble que en el caso de la Tierra. Con lo que sobre la cima de las nubes de Venus tenemos unas condiciones de presión y temperatura casi idénticas a las de la Tierra y una forma muy fácil de obtener energía. Desde luego, sigue habiendo problemas: hace falta sostener lo que quiera que construyamos a esa altura y, aunque la temperatura y la presión sean parecidas, no hay oxígeno que respirar (recuerda que la atmósfera del planeta es básicamente CO2). Además, aunque la mayor parte de las nubes estén por debajo, sigue habiendo óxidos de azufre y ácido sulfúrico – hace falta protegerse de ellos. La propia naturaleza de la atmósfera de Venus es la respuesta al primer problema. Como ha sugerido el genial físico, ingeniero y escritor de ciencia-ficción George Landis, simplemente tenemos que construir ciudades flotantes en el interior de globos llenos de aire.

¿Suena como una idea estúpida?

En primer lugar, lo que es igual allí arriba que en la atmósfera terrestre que respiramos son la presión y la temperatura, no la densidad. El dióxido de carbono es bastante más denso que el aire que respiramos. Si llenaras una enorme esfera de aire como el que estás respirando ahora mismo y la soltaras a 50 km sobre la superficie de Venus, ¡flotaría! El aire que respiramos no tendría una flotabilidad tan grande como la del helio en la Tierra, pero tiene una densidad del 60% respecto a la atmósfera de nuestro vecino a esa altitud. De modo que ¿qué hace falta para mantener nuestras colonias flotantes a esta altura? Nada – el propio aire que respiraríamos se encargaría de ello. Además, puede parecer que algo así sería enormemente peligroso, pues los globos podrían reventar y el aire escaparía a enorme velocidad… pero esto tampoco pasaría, porque la presión en el interior de los globos sería exactamente la misma que en el exterior. Si hubiera algún tipo de grieta o agujero el gas de dentro y el de fuera se irían mezclando lentamente, lo que permitiría reparar los daños antes de que la cosa se pusiera demasiado mal. Evidentemente, si entrase demasiado dióxido de carbono todo el mundo moriría y la ciudad se hundiría lentamente, pero esto sucedería tan despacio que sería difícil que llegase a esos extremos. Naturalmente, hace falta obtener oxígeno molecular de algún modo (el N2 ya existe en cantidad en la atmósfera de Venus), pero hacerlo no sería demasiado complicado y nos reportaría otro beneficio. Recuerda que la intensidad de la radiación solar es enorme a esa altitud, y además viene de todas partes: al estar por encima de la capa de nubes, los paneles solares que apuntasen hacia abajo recibirían una gran cantidad de radiación reflejada en las nubes (que tienen un albedo del 65%), ni qué decir tiene los que apuntaran al Sol. Tendríamos ingentes cantidades de radiación solar… ¡y estaríamos flotando en un océano de dióxido de carbono! No haría falta más que disociar el carbono del oxígeno (mediante la fotosíntesis natural o la artificial) para obtener oxígeno que respirar por un lado y carbono por el otro. Carbono con el que construir estructuras como nanotubos, láminas de grafeno y (si se trata de la fotosíntesis natural) para producir nutrientes para la colonia. En este último caso haría falta un aporte de hidrógeno, lo que sería un problema si el proceso fuera a gran escala, pero de eso hablaremos dentro de un rato. Finalmente, a esa altitud los vientos son fuertes pero constantes y apenas hay turbulencia: las colonias se desplazarían a gran velocidad sobre el planeta, pero no serían bamboleadas a uno y otro lado, pues el flujo de aire es suave. De hecho, la velocidad de los vientos haría que dieran vueltas al planeta a un ritmo no demasiado diferente del del día y la noche terrestres: como recordarás, los días en Venus duran meses, pero para estos colonos el Sol (que podrían ver perfectamente desde dentro, aunque probablemente protegidos de la radiación más energética) saldría y se pondría casi como en la Tierra. No es que todo esto vaya a ser fácil si lo intentamos – hace falta construir globos de material suficientemente resistente al ácido sulfúrico, por ejemplo, y de un tamaño que compense suficientemente el peso de la colonia que hubiera dentro. Pero lo bueno del sistema es que es muy fácilmente escalable: puede tenerse una pequeña colonia con unos cuantos paneles solares, que se extienda a sí misma produciendo el aire necesario y la estructura que la sustenta poco a poco, a base de estructuras de grafeno y nanotubos. Una vez ha alcanzado un tamaño suficiente puede emplearse su capacidad de producción para crear otra, y estas dos pueden hacer lo mismo… La cosa suena a locura, pero podría funcionar una vez que nuestra tecnología haya avanzado lo suficiente. Al final, ¿quién sabe? Lo mismo nos encontramos con Ciudades de las Nubes como en Bespin, y Lando Calrissian se convierte en gobernador de Venus, y… pero me estoy emocionando.

Lo que parece probable es que, de colonizar Venus con población permanente, lo haremos ahí arriba y no en el “infierno”. Es también muy probable que tengamos empresas mineras obteniendo materias primas de la superficie hostil, pero dudoso que haya gente viviendo ahí abajo de manera permanente – científicos, ingenieros y técnicos, como en Mercurio, pero nada más. Probablemente gran parte de la maquinaria sea automática y no requiera la presencia constante de seres humanos. No envidio a quienes tengan que trabajar ahí abajo: la presión es tan enorme que cualquier grieta sí supondría la muerte segura. Ni siquiera es descabellado pensar que se utilice la enorme densidad de la atmósfera de Venus para hacer llegar esas materias primas a los hábitats sobre las nubes: la flotabilidad de casi cualquier cosa es enorme, con lo que –si se construyeran carcasas suficientemente resistentes, que no reventasen al ascender– podrían mandarse globos hacia arriba con la valiosa carga, con la densidad adecuada para mantenerse a una altitud parecida a la de las ciudades de las nubes, desde las que podríamos recogerla y utilizar los materiales para seguir expandiéndonos ahí arriba, o mandarlos a la Tierra u otros planetas. Pero las posibilidades de estas ciudades flotantes no acaban ahí: son una de las posibles soluciones para terraformar Venus, es decir, para transformarlo en algo mucho más similar a la Tierra, de modo que pudiera vivirse sobre su superficie y no sólo en la cima de las nubes. Terraformar Venus requeriría, por un lado, modificar la composición atmosférica para que fuera más parecida a la de nuestro planeta; por otro, disminuir la temperatura en la superficie hasta valores aceptables para nosotros. Además, haría falta que hubiera agua abundante (recuerda que apenas existe vapor de agua en la atmósfera del planeta), y si pudiera ser, aumentar la velocidad de rotación para que cada día fuera más parecido al de la Tierra, o al menos proporcionar luz y oscuridad a un ritmo similar al de nuestro planeta.

Algunos de estos objetivos pueden lograrse, hasta cierto punto, mediante las ciudades de las nubes: su constante absorción de energía solar haría que ésta no llegase al suelo, con lo que la temperatura disminuiría continuamente. Eso sí, como todo lo que se derivase de estas colonias flotantes, para afectar al planeta de forma global haría falta que hubiera una cantidad inmensa de estas colonias flotando en las nubes: dar sombra a unos pocos kilómetros cuadrados no va a cambiar nada. Pero lo que es indudable es que las ciudades flotantes aumentarían su consumo energético según crecieran y aumentase su número, negándoselo al suelo. Al mismo tiempo reducirían el contenido de CO2 de la atmósfera, convirtiéndolo en carbono y oxígeno. Desde luego, en principio este oxígeno se utilizaría para respirar, pero podría también liberarse en la atmósfera de modo que lentamente fuera reemplazando al otro gas. Desgraciadamente este sistema no disminuiría la presión, pero lograría algunos de los requisitos de la terraformación. Desde luego, la cantidad total de carbono atmosférico en Venus es de unos 100.000.000.000.000.000.000 kg (1020 kg), y secuestrar la mayor parte es una tarea hercúlea. El problema principal de este método es que la propia existencia de las ciudades de las nubes necesita de la atmósfera de Venus tal y como es. Si las ciudades fueran alterándola tanto que se notara de forma global, eso querría decir que hay un número gigantesco de ellas…

¿qué sucedería con ellas según la atmósfera perdiera el dióxido de carbono y se fuera enfriando?

Probablemente tuvieran que ir descendiendo en la atmósfera, y llegaría un momento en el que tendrían que ser evacuadas: tendríamos que elegir entre colonizar las nubes o el suelo. Pero existen otras formas de terraformar el planeta (desde luego, todas ellas conllevarían la desaparición de esas ciudades flotantes, al reducir la presión y la temperatura, además de modificar la composición atmosférica). Una de las primeras fue sugerida por Carl Sagan: la introducción en la atmósfera venusiana de bacterias modificadas genéticamente para secuestrar el carbono atmosférico y fabricar con él materia orgánica. Lamentablemente, la idea de Sagan no puede funcionar porque ese proceso requiere un aporte muy grande de hidrógeno, y este elemento apenas existe en la atmósfera de Venus. Y precisamente introducir hidrógeno en la atmósfera es otra posible solución al problema, y en ese caso ni siquiera hace falta ninguna bacteria. La reacción de Bosch eliminaría el CO2, produciendo en su lugar carbono puro sólido y agua:

CO2 + 2 H2 → C + 2 H2O

Aunque se trata de una reacción exotérmica, los productos son un sólido y un líquido, de modo que el aumento de temperatura inicial sería compensado tarde o temprano por la enorme disminución de presión (pues se licuaría y solidificaría una gran parte de la atmósfera), unida a la disminución del tremendo efecto invernadero causado por el dióxido de carbono. Naturalmente, haría falta introducir cantidades monstruosas de hidrógeno en la atmósfera de Venus, y relativamente rápido (antes de que que pudiera escapar al espacio debido a su pequeña densidad). Esto podría hacerse trayendo el hidrógeno desde alguno de los gigantes gaseosos, o transportando agua al planeta (en un par de párrafos hablaremos sobre cómo hacerlo) y luego realizando la electrólisis para obtener el hidrógeno. Recuerda que la cantidad de energía solar disponible es tremenda, con lo que la electrólisis sería un método bastante eficaz. Por otra parte, el resultado sería por una parte una gran cantidad de agua –lo cual es conveniente– pero también significaría cubrir la superficie del planeta de carbono sólido, muy probablemente en forma de grafito, lo que puede no ser tan conveniente. Como en todas las soluciones de las que estamos hablando, el problema es fundamentalmente la escala: la cantidad de carbono es tan enorme que no es fácil deshacerse de él de una forma que no moleste de un modo u otro. Otras reacciones químicas que servirían serían las que se producen entre algunos metales alcalino-térreos, como el calcio y el magnesio, con el dióxido de carbono, formando carbonatos de calcio y magnesio. Se trata de reacciones sencillas y bien conocidas, pero el problema es, una vez más, la escala. Se calcula que para librarse de suficiente CO2 haría falta una masa metálica equivalente más o menos a la de Ceres, el asteroide más grande del cinturón de asteroides… que, por supuesto, no está compuesto únicamente de estos metales. El transporte de agua hasta Venus, necesario salvo que se lleve hidrógeno y se realice la reacción de Bosch para producirla in situ, requeriría llevar hasta allí algún objeto del sistema solar exterior, como alguna de las pequeñas lunas heladas de Saturno, o incluso algún objeto helado transneptuniano. No haría falta más que enviar el cuerpo en una trayectoria de impacto contra Venus, y las elevadas temperaturas derretirían el hielo en un santiamén. Desde luego, salvo que lográsemos antes o después disminuir la temperatura y librarnos del dióxido de carbono, no habría océanos sino simplemente mucho vapor de agua en la atmósfera: haría falta enfriarlo para que lloviese y formase océanos. Y precisamente el enfriamiento es otra de las soluciones que se han propuesto para librarse del CO2. En 1991, Paul Birch publicó un excelente artículo en el Journal of the British Interplanetary Society titulado “Terraforming Venus quickly” (“Terraformación rápida de Venus”), en el que sugería eliminar el dióxido de carbono de la atmósfera enfriándola, lo cual también disminuiría su presión. Llegado el momento en el que se alcanzase el punto triple del CO2, este compuesto empezaría a depositarse en forma de hielo seco en la superficie del planeta. Naturalmente, por un lado haría falta diseñar un sistema que alcanzase una temperatura tan baja (está bastante por debajo de cero grados centígrados), y por otro necesitaríamos librarnos de todo ese hielo seco antes de elevar la temperatura de nuevo a valores aceptables para nosotros.

¿Cómo lograr ese enfriamiento directo?

Diversas soluciones se han propuesto también para este problema. Ya hemos mencionado como las ciudades de las nubes podrían reducir la intensidad de la radiación en el suelo, pero muy poco salvo que fueran muchas. Existen sistemas más eficaces para esto: por ejemplo, situar una enorme “sombrilla” en el punto de Lagrange L1 entre Venus y el Sol, de modo que orbitase ahí de forma estacionaria respecto al planeta, disminuyendo la cantidad de radiación que le llega y, por tanto, su temperatura. Una vez más, con nuestra tecnología actual el problema es la escala: para dar sombra a Venus entero, una sombrilla situada en L1 tendría que tener un diámetro cuatro veces más grande que el propio planeta.

Menudo pedazo de sombrilla.

Además, un objeto de ese tamaño pero sin mucha masa –y la súper-sombrilla probablemente no la tendría para su superficie– se convertiría, al detener la radiación solar, en una vela solar gigantesca, con lo que sería difícil mantenerla estacionaria en el punto de Lagrange: la presión de la radiación y el viento solar irían empujándola hacia el planeta. El propio Birch, en el mismo artículo enlazado arriba, propone una solución alternativa: un conjunto de espejos en el mismo punto L1, formando una especie de “persiana” de muchas capas. El primer espejo estaría inclinado 30 respecto a la radiación incidente, y cada espejo iría reflejando la radiación sobre el siguiente, inclinado un ángulo un poco mayor, de modo que al salir del sistema de espejos la luz se hubiera desviado lo suficiente como para evitar al planeta. La radiación no sería absorbida sino desviada hacia los lados, con lo que la presión se produciría en dos sentidos opuestos y lo único que haría sería tratar de separar unos espejos de otros. Con una estructura suficientemente resistente el sistema de espejos apenas sufriría presión hacia el planeta. También se ha propuesto la posibilidad de ir llevando polvo y rocas y poniéndolos en órbita alrededor de Venus. Los problemas son dos, y creo que a estas alturas ya podrás adivinarlos: la cantidad de material que haría falta llevar hasta allí y poner en órbita, y qué demonios hacemos con todo eso una vez que ha servido su propósito (pues sería un verdadero problema para el transporte entre el espacio y la superficie del planeta). Aunque no sea un factor tan importante como el agua, el aire o la temperatura, la rotación de Venus sería un problema de adaptación para los posibles colonos: “días” que durasen meses enteros no serían cómodos. Sin embargo, modificar la rotación de Venus requiere también escalas energéticas tremendas. Haría falta utilizar varios asteroides de un tamaño decente, diseñando sus órbitas de modo que su acción gravitatoria combinada fuera poco a poco acelerando la rotación del planeta, pero esto requeriría muchísimo tiempo y una tecnología muy alejada de la nuestra. Parece más factible simplemente resignarse a vivir con luz artificial o bloqueando la luz solar, según sea de día o de noche en el planeta, o bien utilizar grandes espejos y parasoles orbitales que lleven la luz (o la absorban) en unos lugares u otros. Dependiendo de cuántos hubiera y dónde estuvieran situados (recuerda que a mayor altura más tiempo se tarda en dar una vuelta en órbita) podría lograrse que en algunas zonas del planeta hubiera luz y oscuridad con períodos de 24 horas, aunque no de forma global. Al principio, cuando la atmósfera fuera reciente, no sería conveniente salir durante el día: la radiación ultravioleta del Sol te abrasaría sin remisión. Sin embargo, una vez que la atmósfera de Venus tuviera una composición similar a la de la Tierra el propio Sol iría generando una capa de ozono que protegiera la superficie de esa radiación. Pero otro problema tiene que ver con el campo magnético. Aunque no solemos pensar en él como una parte esencial de lo que hace de la Tierra y de nuestra vida lo que son, tiene una enorme importancia. Como probablemente sabes, el campo magnético terrestre actúa de “escudo” contra las partículas cargadas de gran energía que llegan a nuestro planeta desde el espacio – partículas que serían enormemente dañinas para nosotros si pudieran alcanzarnos. Pero, como mencionamos en la segunda parte del artículo, el campo magnético de Venus es muy débil, con lo que los colonos no tendrían esa protección. La solución puede ser de pequeño o de gran tamaño: podrían mantenerse campos magnéticos de pequeña escala que protegiesen cada ciudad o hábitat (flotante o no), o podría crearse un campo magnético global que protegiese al planeta entero. La primera solución tendría el problema de que, para curvar lo suficiente la trayectoria de las partículas incidentes en una distancia tan corta, harían falta campos muy intensos (el de la Tierra puede protegernos porque actúa durante distancias muy grandes, curvando poco a poco la trayectoria de las partículas), y aunque nuestro cuerpo probablemente no sufriría daño por esto, los metales de las colonias “magnéticas” serían un auténtico quebradero de cabeza. Además, sería peligroso abandonar las zonas protegidas sin algún tipo de escudo adicional.

La segunda solución repite, una vez más, el inconveniente del que hemos hablado antes: la escala. Harían falta cables superconductores que recorriesen distancias enormes por el planeta, y las materias primas necesarias para construirlos, además de la energía eléctrica constante requerida para mantener un campo magnético de dimensiones planetarias, son de una magnitud mastodóntica. La única opción adicional –ya que nos ponemos a pensar en esta escala– sería alterar la dinámica interna del planeta, produciendo de algún modo una dinamo en el núcleo similar a la de nuestro planeta. En cualquier caso, si lográsemos modificar las condiciones del planeta de modo que la atmósfera se asemejase más a la nuestra y pudiera haber agua líquida, Venus se convertiría finalmente en el verdadero gemelo de la Tierra, aunque no serían idénticos. La geología de Venus es la que es, como recordarás de la entrega anterior de este artículo: es un planeta muy liso. Si llevásemos agua al planeta, incluso aunque fuera bastante menos volumen que el de los océanos terrestres, una gran cantidad de superficie estaría cubierta de agua muy rápido – con tan sólo el 10% del agua que hay en la Tierra se cubriría un 80% de la superficie de Venus.

Venus, tras la terraformación

Desde luego, se trataría al principio de océanos de agua dulce y con una profundidad muy pequeña, y habría otras diferencias con nuestro planeta. El Sol sería más grande en el cielo, y no habría Luna. Los días durarían meses, y no habría estaciones. Y a veces, por la noche, se vería un objeto brillante en el firmamento libre de sus nubes de ácido sulfúrico, el objeto más brillante de todos después del Sol: la Tierra.

Mucho se ha escrito obre la terraformación de Marte. Que si hay que elevar la presión atmosférica, que si hay que sustituir su atmósfera de CO2 por una con suficiente oxígeno y algún gas inerte, que si hay que sacar a la superficie el agua subareana, que si hay que aprovechar la areología del planeta para establecer campamentos-granjas-tienda que contribuyan a la creación de una capa fértil, etc.

Por lo tanto ahora no me apetece hablar de ella, sino de la terraformación de Venus. Un planeta más complicado para terraformar, pero quizás más sencillo de establecernos en él en un primer momento. Repasemos primero las condiciones que nos encontramos en ese enigmático planeta. Enigmático porque no es visible su superficie debido a la densidad de su atmósfera.

¿Cómo es Venus?

Imagen con luz visible de Venus.

Venus es un planeta de prácticamente el mismo tamaño de la Tierra. Sólido. Con una gravedad muy similar. Tiene un núcleo probablemente líquido, un manto y una corteza al igual que la Tierra. El problema de su citerología (de Citera, otro nombre que se le dio a Venus) es la falta de una tectónica de placas que active la enorme cantidad de volcanes muertos que tiene y que pueda expulsar al exterior parte de todo ese calor excesivo. Y de paso que menee un poco la atmósfera. Nunca viene mal mover un poco el esqueleto, gambiteros. En Venus existen dos grandes continentes, Ishtar y Afrodita, si descendemos a lo que vendría a ser el «fondo oceánico», la temperatura y presión atmosférica son absurdamente más altas. De momento no nos interesa pues, la superficie, pues si en la Tierra tenemos una temperatura media de 15 grados centígrados y 1 bar de presión, en Venus tendríamos una temperatura media de 460 grados centígrados y 90 bares de presión. Algo así como la presión que aguantan los calamares gigantes y los rapes en nuestros océanos. Nosotros necesitamos batisferas. Aunque bajáramos con astrobatisferas a la superficie venusiana, el calor inutilizaría los componentes electrónicos. Por no hablar de la propia estructura de la nave, cuyas partes comenzarían a derretirse. Mientras la ingeniería de materiales no nos brinde estructuras cerámicas fiables, nos podemos ir olvidando de descender. Quizás en las cumbres más altas del planeta algún robot pudiera trabajar. Estas se encuentran en Ishtar y su altura media es de unos 10 u 11 kilómetros y bajo una presión menor.

La atmósfera de Venus es muy mala para la vida conocida. No para toda la vida conocida, pues conocemos vida en condiciones extremas, pero si para nosotros. CO2 para parar un tren y un resquicio de nitrógeno. Para deshacernos de tanto CO2 convendría poder fijarlo a la superficie congelándolo (juas!), absorberlo y enviarlo al espacio, o bien tratarlo, separarlo mediante procesos químicos que harían robots-factoría y dividirlo en carbono y oxígeno. Lástima que esto es un proceso muy lento y tampoco nos conviene tener tanto oxígeno en la atmósfera. Sí, amigos, de momento nos interesa más una atmósfera con un poco de CO2 y mucho gas inerte como el nitrógeno, el helio o el argón para que pudiera situarse vida vegetal. Sobre la anchísima capa de CO2 hay un manto de nubes de ácido sulfúrico y dióxido sulfúrico. Cosa fea. La atmósfera venusiana mide unos 50 km de altura. La terrestre no pasa de los 7 km útiles. Esta tremenda atmósfera es tan gorda que el efecto invernadero es brutal. Quizás responsable de 300 grados de temperatura superficial extra. A esto se le combina la falta de tectónica de placas y que los días duran más que los años citéreos. Un maldito horno, Dios Santo, tan sólo eso. Muy isotermo, también. Venus está inclinado tan solo 3º respecto al Sol, no hay estaciones.

Como dato curioso, decir que en Venus hay tormentas eléctricas, menos que en la Tierra, pero las hay. Que la densidad del CO2 hace que un efecto de niebla superdensa en la que veríamos todo superblanco y ni un palmo delante de nuestras narices. Y que llueve. Gases supercalientes ascienden por las montañas hasta lugares más fríos, donde se condensan y caen en forma de lluvia. Esta lluvia es sulfuro de plomo y telurio, un metaloide escasísimo en la Tierra… y con el que se pueden crear compuestos cerámicos y capas de discos compactos.

Para seguir elevando la moral, decir que la falta de convección hace que Venus tenga una magnetosfera muy débil que no protegería a nuestros robots-fábrica de las radiaciones cósmicas. Supongo que se les puede proteger de alguna forma. Sin embargo, nuestro moreno sería mortal.

¿Dónde descansa pues, mi optimismo? A 50 km de altura la presión y temperaturas venusianas son muy terrestres. De 0 a 50 grados Celsius y un bar de presión. A esto, pues, debemos agarrarnos. Un dirigible construido por los nazis en 1937 podría establecerse a esa altitud en Venus y no le pasaría nada. Con la tecnología actual, se podrían fabricar verdaderas ciudades aéreas. Que cogieran gases atmosféricos y obtuvieran helio por ejemplo para mantenerse en el aire (de hecho, nuestro aire respirable ya nos elevaría en Venus). Vale, olvida de momento lo de las ciudades. Nos bastan globos. Globos que incrementen el albedo y por tanto que reflejen la luz solar hacia el espacio para enfriar la superficie. Además, si alguno de estos dirigibles estuvieran habitados, los vientos harían que estos colonos tuvieran días similares a la Tierra –dependiendo de la altura-, ya que serían empujados a la noche mucho más rápido que estando en la superficie. Otras razones para ser optimistas son que el viaje Tierra-Venus dura menos que elTierra-Marte. Y las ventanas de lanzamiento ocurren con más frecuencia (580 días contra 780 días). Tendríamos, pues, más “contacto” con los colonos venusianos que con los marcianos. Al mismo tiempo que se colocan globos que incrementen el albedo, estos taparían partes de la superficie. Para enfriarla.

Globo sonda posible

Tan importante como deshacernos de tanto CO2 es bajar la temperatura, necesitamos tapar la luz solar. De todos modos, Le sigo dando vueltas a lo de acelerar la rotación del planeta. Reconozco que ese es el último de nuestros problemas, pues las sombrillas orbitales nos proporcionarían ciclos día-noche en la superficie. Quizás simplemente no se pueda aumentar la rotación de un planeta. Aunque dudo de que no haya nada que no podamos hacer.

Maldita sea, estamos hechos a imagen de Dios. Lo podemos todo.

Actualización: ¡Es que hay que lograr una forma de hacerlo girar más rápido, quizás sea la única forma de aumentar su magnetosfera! Quizás necesitemos menos julios para hacerlo girar que para provocar movimientos de convección bajo la superficie. O una cosa lleve a la otra.

Y lo único que se me ocurre para mover algo en el espacio es mediante la gravedad. Claro que si logramos hacerlo girar más rápido, también podríamos alejarlo un poquito del Sol, ¿no?

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