Curso Astronomía 13. Venus, el Planeta de las nubes eternas

En Marte se pueden observar detalles en su superficie, aunque de bajo contraste, en Venus ni un solo rasgo superficial podemos atisbar. Lo único que vemos al telescopio, tanto el aficionado como el profesional, es un disco pequeño de color blanquecino y brillante, reflejo de la luz solar sobre las capas altas de las nubes, que cubren todo el planeta. Sólo con telescopios de gran abertura, elevados aumentos y filtros determinados, es posible apreciar unos cortes en forma de arco de sus nubes, siempre que nuestra atmósfera sea estable.


Hoy en día, se conoce su superficie sólida, gracias a la sonda Magallanes enviada a principios de los 90 del siglo pasado por la NASA, que utilizando un potente radar, fue capaz de registrar imágenes de la casi la totalidad de su superficie. Con distintos instrumentos que la Magallanes, la sonda espacial Venus Express de la ESA, en la actualidad, ya está aportando datos del comportamiento físico-químico de su atmósfera, niveles y composición de los gases, así como presiones y temperaturas en su superficie y las distintas capas atmosféricas.


Venus, con una temperatura superficial de casi 500°C y una densa atmósfera, compuesta principalmente de dióxido de carbono, determina un alto grado del llamado "efecto invernadero", registrándose el doble de presión atmosférica que en la Tierra. Este efecto, se incrementa con la ayuda de las nubes que rodean el planeta, compuestas de ácido sulfúrico y otros gases, que alimentan su química, donde el vapor de agua es escasísimo. Desde 1990 a 1994 la sonda Magallanes nos mostró imágenes de un pasado volcánico, cambiando el relieve de su superficie, y que casi con seguridad sigue activo el vulcanismo.


Estos gases llamados de invernadero, posibilitan que la luz del Sol llegue hasta la superficie, pero bloqueando y sin escapatoria la radiación infrarroja. El dióxido de carbono, y el dióxido de azufre y el escaso vapor de agua, absorben cada uno de ellos en una banda concreta de longitud de onda, no permitiendo el equilibrio entre la radiación solar y la infrarroja producida por el calentamiento de la superficie.


Explicado muy a groso modo este proceso, no es menester ni propio de este artículo profundizar analíticamente en él. Baste decir que este mismo efecto se produce en nuestros invernaderos terrestres, sólo que a una escala muy inferior.

La rotación sobre su eje polar es la excepción, pues tarda en rotar una vuelta sobre si mismo 243 días terrestres y su sentido de giro es retrógrado, de este a oeste, inverso al del resto de los planetas del Sistema Solar. Si estuviéramos en su superficie, y siempre que no existieran las nubes que cubren la visión de la esfera celeste, en el transcurso de unos 120 días terrestres que dura la noche, observaríamos las estrellas aparecer por el oeste y ponerse por el este, con una lentitud desesperante a como estamos acostumbrados a verlas desde la Tierra. Pura utopía porque es imposible "de momento" la existencia humana en ese infierno planetario.


Bien, con los pies en nuestro planeta, nos hacemos una pregunta: quién no ha oído hablar en nuestro entorno familiar, amigos, etc., qué aquélla estrella tan brillante que se observa hacia el sur-oeste, varias horas antes del anochecer, le llaman el "lucero de la tarde", y esa otra estrella tan brillante que aparece unas dos o tres horas por el este, es llamada el "lucero del alba".


Efectivamente, con esos nombres es conocido Venus, sobre todo por pastores, agricultores y ganaderos. En la cultura griega, era conocido por los nombres de Phosphóros (el lucero vespertino), "el que brilla al atardecer" y por Hésperos (el lucero matutino), "el que brilla al amanecer", creyendo que se trataba de dos astros diferentes. Fue Pythágoras de Samos (Pitágoras 580-500 a.d.C.) matemático y filósofo quien demostró que era el mismo planeta en ambas apariciones.

Imagen en luz ultravioleta de las nubes de Venus, obtenida por la sonda Pioneer Venus Orbiter, el 5 de febrero de 1975.

Para tener una clara idea del movimiento aparente de Venus sobre la bóveda celeste, en su traslación alrededor del Sol, partamos de la Fig. 1. para comprender y saber cuales son los momentos más favorables para su observación.

La figura es una visión tomada desde la vertical del polo norte de la Tierra, o si queremos, desde la prolongación del eje rotacional de nuestro planeta.

Como bien indica la flecha el giro de la rotación terrestre es de oeste a este. Un observador situado entre los 40° y 45° de latitud y mirando hacia el Polo norte verá salir el Sol y a Venus por su derecha (este) y ponerse ambos astros por su izquierda (oeste).

Si observamos la Fig. 1 partiendo de la posición de Venus en A, este se sitúa entre la Tierra y el Sol, llamándose a esta posición conjunción inferior, luego el resplandor fortísimo del Sol nos impedirá la visión de Venus.

Según van pasando los días, el planeta se acerca a la posición B, comenzando a ser visible al amanecer un poco antes del orto solar, que al ser el momento más cercano de Venus a la Tierra, este aparece brillante, alcanzando una magnitud en torno a la -4.

Ante la mirada telescópica, destaca el planeta como una Luna en cuarto creciente, con unos cuernos muy agudos y presentando un diámetro angular de unos 43" de arco.

Venus tiene de un diámetro ecuatorial de unos 12.100 km. Algo inferior al de la Tierra, 12.756 km. Su órbita en torno al Sol, alcanza una distancia media de 108,4 mili, de km, completando esta órbita en un período de 225 días terrestres.

Según avanzan los días, Venus deriva hacia el oeste, madrugando con mayor antelación a la salida del Sol y adquiriendo más altura sobre el horizonte, dándonos la oportunidad a los observadores de disponer más tiempo de observación, hasta alcanzar la posición C, situándose a unos 47° de ángulo máximo con respecto a la Tierra y el Sol como bien indica la Fig. 1. A esta posición se le llama elongación máxima occidental.


El planeta va alejándose de la Tierra y aumentando su fase iluminada por el Sol, elevando un poquito su brillo al aumentar el área del disco iluminado. A partir del momento de su elongación occidental, Venus comenzará a tomar dirección este acercándose al Sol, acortando el tiempo de observación.

Cuando alcanza la posición D, el Sol sale antes que el planeta impidiendo su visión hasta que alcanza la posición E, momento denominado conjunción superior. Venus no es visible durante casi dos meses hasta que llega al punto orbital F, situándose muy cerca del horizonte sur-oeste como el "lucero de la tarde".

Cada día que avanza más hacia el este, adquiriendo mayor altura y brillo. Transcurren los días y Venus se observa más cómodamente alcanzando la posición G llamada elongación máxima oriental, agradeciendo las casi tres horas que podemos observarle.

Llegado a esta culminación, Venus comienza a tomar rumbo oeste, acercándose al Sol y subiendo de brillo hasta casi la magnitud de -4,3, pero dificultando la observación por su cercanía al horizonte.

Fotografías de la superficie de Venus, tomadas por las sondas soviéticas Venera 9 y Venera 10, lanzadas al encuentro de Venus el 8 y el 14 de junio respectivamente.
En un hecho sin precedentes, ambas sondas se posaron en la superficie de Venus el 16 y el 23 de octubre de 1975. Estas imágenes, fueron obtenidas por la cámara de la Venera 9, el 22 y 25 de octubre. Las dos sondas están separadas en la superficie de Venus 2.100 km.
La mayoría de las rocas que aparecen en las fotografías tienen entre 30 cm y un metro de longitud
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Al igual que Mercurio, Venus también transita, o pasa aparentemente, a través de la superficie solar. Si tenemos en cuenta la inclinación de su órbita con respecto a la eclíptica, aproximadamente los 3° 25' y entendiendo que la excentricidad de su órbita es tan insignificante (e = 0,0068) da como resultado una órbita casi circular, los diámetros aparentes que nos ofrece Venus varían ligeramente, entre 57" y 62" precisamente debido a su baja inclinación con respecto a la eclíptica, hace que el fenómeno del tránsito de Venus por el Sol se dé en menor medida que los de Mercurio, produciéndose cada 106 y 126 años.

Pues bien, los aficionados que vivimos en este siglo somos afortunados, no cabe duda, ya que en el pasado año 2003, hemos podido contemplar un tránsito de Mercurio por el Sol y en Junio de 2004 observaremos el paso de Venus "caminando" por la fotosfera solar. De este Tránsito de Junio de 2004, la Agrupación Astronómica Vizcaína, realizó y fotografíó este evento extraordinario desde el Instituto Barandiarán de Leioa (Bizkaia), en el cual, todos los alumnos participaron de la visión atentos a las explicaciones de los Monitores de la Agrupación y Profesores del propio Instituto. Durante el acontecimiento se contactó por Internet con el Planetario de Pamplona que siguió el hecho en tiempo real. Todo un éxito.

El tránsito de Mercurio, el 7 de Mayo de 2003, nos fue adverso para la gran mayoría de aficionados, puesto que una gran borrasca cubrió la casi totalidad de la península Ibérica, aunque hubo excepciones.

Las ventajas del tránsito de Venus, respecto al de Mercurio, son varias entre las que se encuentran mayor diámetro de la manchita (Venus), un mes mas tarde supone un acercamiento a la entrada del verano, augurando un mejor tiempo, otra ventaja, es la magnitud que alcanza Venus durante el fenómeno (-3,9), apreciándose un contraste superior al de Mercurio y que sumado a un diámetro angular de unos 58" de arco, permitirá a un número mayor de aficionados que sólo disponen de telescopios de poca apertura.

La altura del Sol sobre el horizonte será muy elevada, sobrepasando los 60° permitiendo la cómoda observación del evento. Estos tránsitos de Venus sólo acontecen cuando en la conjunción inferior, coincide con el paso del planeta por los nodos ( posición de ascenso de Venus, cortando la línea imaginaria de la eclíptica en su trayectoria orbital).

Bien, nos queda casi siete meses para adquirir experiencia observando la fotosfera solar, preparando los filtros que mejor se acomoden al telescopio que usaremos y realizar prácticas de fotografía a foco primario y con aumentos (oculares) planificando el trabajo que desarrollaremos durante el fenómeno. Observaremos una esferita oscura, trazando una cuerda sobre una gran esfera fuertemente iluminada. El Sol en esos instantes se hallará a unos 150 millones de km. Y Venus transitará por delante de él a 43 millones de km de la Tierra. Como se observa en la Fig.2 Venus entra en contacto con la fotosfera del Sol por la zona sureste y su salida por el sur-este. De este fenómeno daremos cuenta con pelos y señales cercanos a la fecha. Como he indicado más arriba, los preparativos para el evento consolidaron los excelentes resultados.

Conocida la forma de cómo se mueve Venus, sobre la esfera celeste, paso a describir muy someramente la observación del planeta, con la herramienta fundamental del astrónomo aficionado y profesional, como es el telescopio. Allá por 1966 del siglo pasado (es curioso como nos suena estas fechas, pues están a la vuelta de la esquina), acababa de llegar de mi trabajo nocturno, hacia las 6,30 horas de la madrugada todavía sin amanecer y observando el Lucero de la mañana por el camino de vuelta a casa, me propuse observarle en cuanto llegara a esta, con el reflector de 150 mm de diámetro y 1.200 mm de focal. La visión de Venus en un cuarto menguante finísimo y de cuernos agudos, llenando un poco menos de la mitad del campo del ocular de 25 mm, me impresionó su belleza. Era la primera vez que veía Venus con el telescopio. Siempre me gustan más las conjunciones inferiores (lucero del alba), que las superiores (lucero de la tarde).

Como veis, con un reflector de 150 mm de diámetro y aún menor de 114 mm, se puede seguir la evolución de las fases que adquiere el planeta en sus conjunciones. Por desgracia, nos debemos conformar con estas visiones, puesto que es lo máximo que se puede alcanzar desde la Tierra y con unas buenas condiciones atmosféricas, siendo lamentable que Venus acercándose tanto a la Tierra como ningún otro planeta sea el astro que menos partido podemos sacar con nuestros telescopios. En la actualidad, la adquisición de telescopìos de mayor diámetro es posible, que junto con la tecnología digital ya se realizan grandes trabajos por los amaters en la oposiciuones del planeta.

La fotografía, a través del telescopio, hay que realizarla con ampliación (oculares), y si disponemos de un filtro que atenúe el fuerte resplandor de su contorno, mucho mejor, ayudando a realizar un perfecto enfoque del planeta

A mí me ha dado buenos resultados el filtro violeta Wraten 47, con seguimiento motorizado y sin él y utilizando tiempos de exposición de 1/2 y 1 segundo.

 

La Venera 13 Realizó estas fotografias el 3 marzo de 1982.

La Venera tomó fotografias en color de la superficie de Venus.

 

Capsula de la Venera 10

La fotografía con cámara reflex o compacta digital, obliga a la utilización de un trípode estable. Venus, durante muchos días entre sus conjunciones, se separa del horizonte, adquiriendo elevada altura lo que nos permite hacer registros de su movimiento, este sistema es el más adecuado. Cuando se está acercando al Sol, el astro pierde altura y su luz reflejada atraviesa densas capas atmosféricas y lo observamos con fuertes turbulencias y enrojecido, dificultando el registro fotográfico, por lo que éste hay que realizarlo cuando el planeta se halle en su mayor alejamiento del horizonte.

La observación de Venus a simple vista, es una buena guía para los navegantes, en sus dos conjunciones, sabiendo que se dan al sur-oeste y sur-este de los puntos cardinales terrestres, a groso modo, incluso para aquellos que practican la montaña. La visión de este "lucero" (vespertino y matutino) es un espectáculo que no hay que perderse.
Bueno amigos, teóricamente me despido hasta dentro de tres lunas, igual son cuatro, pero aquí estaré otra vez con vosotros.

Saludos.