Título del artículo: Was Venus ever habitable? Constraints from a Coupled Interior-Atmosphere-Redox Evolution Model.
Autores: Joshua Krissansen-Totton, Jonathan J. Fortney, y Francis Nimmo.
Institución del primer autor: Departamento de Física y Astronomía, Universidad de California, Santa Cruz, Estados Unidos.
Estado de la publicación: Publicado en The Planetary Science Journal (acceso abierto).
Astrobite original: Hydrate or Die-drate: Was Venus Ever Habitable?, por Katya Gozman, editado por Ishan Mishra.
¿A dónde se fue el agua? ¿Alguna vez la hubo?
Venus es el llamado “Planeta Gemelo de la Tierra”, pero a pesar de este cautivador apodo, la verdad Venus no se parece mucho a la Tierra aparte de su peso y tamaño. Su superficie está llena de volcanes, con una atmósfera densa y pesada, rica en tóxico CO2. La composición química de la atmósfera produce un efecto de invernadero que mantiene las temperaturas en la superficie en los cientos de grados Celsius. La presión y la temperatura son tan altas, que incluso una sonda robótica sólo puede sobrevivir por 2 horas antes de ser aplastada. ¡Mejor dicho, Venus es como el gemelo maligno de la Tierra!
Y a pesar de las infernales condiciones de hoy en día, quizás alguna vez, en el pasado, Venus tuvo océanos como la Tierra. Teóricos piensan que es posible que los antiguos océanos liberaron vapor de agua a la atmósfera Venusina, igual como los mares terrestres forman parte del ciclo del agua. El vapor de agua ascendería a las alturas de la atmósfera, donde los rayos del Sol, más intensos en Venus que en la Tierra debido a la cercanía al Astro Rey, separarían los átomos de Hidrógeno de los de Oxígeno. El Hidrógeno, siendo el elemento más ligero, habría escapado al espacio, mientras el pesado Oxígeno se mantendría, combinándose con átomos de Carbono que serían liberados en la superficie. El resultado sería dióxido de Carbono, CO2, que retiene más calor, lo que provoca más evaporación de los océanos, más vapor de agua, y más CO2. Este efecto de invernadero desbocado es responsable por las altísimas temperaturas y, presumiblemente, la ausencia de agua en Venus hoy en día.
Distintos modelos de la evolución del clima en Venus resultan en ideas contradictorias acerca de su pasado. Según modelos que incorporan los efectos de las nubes en la atmósfera, sería posible que Venus fuera habitable hasta hace 700 millones de años atrás, como máximo. Sin embargo, es difícil corroborar esta teoría, ya que la superficie de Venus no revela historia tan antigua. De hecho, la superficie de Venus es más joven que el planeta mismo, debido a frecuentes erupciones volcánicas. Este hecho es confirmado por las observaciones de cráteres de meteoritos en Venus, los que deberían ser erosionados y eventualmente desaparecerían si fueran muy viejos, pero no evidencian mucha erosión, lo que nos dice que son jóvenes. Se cree que la superficie de Venus tiene menos de mil millones de años de edad, cuando Venus mismo tiene más o menos 4,5 billones de años de edad.
La juventud de la superficie de Venus no nos ayuda a develar los misterios de su pasado, pero su composición química quizás sí: tenemos evidencia de que hay roca félsica en Venus. Las rocas félsicas, como el cuarzo y el feldespato, son ricas en elementos livianos incluido el Oxígeno, que quizás provino de agua líquida en el pasado. Eso es alentador, pero por su lado, la atmósfera de Venus no tiene casi nada de Oxígeno molecular (O2). Si la teoría de los océanos es cierta, entonces debería haber Oxígeno en la atmósfera… ¿Dónde se fue?
PACMAN se come nuestras dudas
Los autores del artículo de hoy intentan reconciliar las pistas dispares que hemos mencionado hasta ahora, cuidando de tomar en cuenta el efecto que la atmósfera tiene en el interior de Venus, y viceversa. Específicamente, los autores trataron de averiguar si Venus pudo haber tenido océanos líquidos en algún momento de su pasado. El modelo que usaron se llama PACMAN (Atmósfera Planetaria, Corteza y Manto, en Inglés). No son los primeros en usar modelos de este tipo, pero anteriormente la existencia de agua líquida no había sido considerada.
El modelo tiene dos fases. Inicialmente, Venus tenía una superficie líquida, hecha de magma, frecuentemente bombardeada por meteoritos que eran más copiosos en estas partes del Sistema Solar en aquellos tiempos. Eventualmente, el magma se enfría y se solidifica, convirtiéndose en roca, liberando gases a la atmósfera de Venus. Ahora comienza la segunda fase, donde la superficie sólida de Venus pudo, quizás, albergar océanos. Los autores deben llevar cautelosamente la cuenta de muchas y diversas variables. Entre ellas, la composición química de la atmósfera, prestando especial atención a moléculas que contengan Oxígeno, como CO2, O2, y H2O. Es importante también, el flujo de estas moléculas entre la atmósfera y el interior de Venus, lo que puede ocurrir debido a evaporación y condensación. Las cantidades de 4He (Helio) y 40Ar (Argón) son indicadores de volcanismo que también deben ser meticulosamente considerados.
Hay varias variables desconocidas en el problema a lo largo de la historia de Venus, como por ejemplo la presión de O2 y el albedo (cuánta luz solar es reflejada en la superficie). Los autores consideran 24 parámetros desconocidos, así que corrieron su simulación 10.000 veces para poder estudiar el efecto de los parámetros desconocidos. De todas esas simulaciones, sólo 10% de ellas es consistente con el Venus de hoy en día. Lo más interesante de todo es que ese 10% de simulaciones se pueden clasificar en dos escenarios de la historia Venusina. En el primer caso, Venus nunca fue habitable, y en el segundo caso, Venus fue temporalmente habitable, con una duración entre 40 millones y 3.500 millones de años. Los océanos en este caso habrían tenido una profundidad máxima de ~100 metros, mucho menos profundos que los terrestres. ¡Si el segundo escenario es el correcto, los océanos Venusinos debieron dejar rastros químicos, como sales, que podrían ser descubiertos con instrumentos en el futuro!
¿Y cúal de los dos es el modelo correcto?
Desafortunadamente, no queda claro cuál de los dos modelos es mejor. Depende de situaciones y procesos poco entendidos, como por ejemplo, el flujo de energía lumínica de la atmósfera de Venus. Si el flujo es muy bajo, el CO2 atrapa el vapor de agua en la atmósfera y se obtiene un Venus con una atmósfera húmeda, muy distinto al Venus real.
Por otro lado, la captura de Carbono y agua en el manto de Venus crea condiciones donde es difícil o casi imposible formar océanos, dependiendo de cuanta agua es atrapada en el manto.
En conclusión, aún no sabemos si Venus albergó alguna vez agua líquida, pero este estudio es importante de todas maneras. Hay exoplanetas que sospechamos son muy parecidos a Venus, y entenderlos necesariamente requiere un entendimiento de nuestro propio planeta gemelo. El satélite JWST, que va a ser lanzado en poco menos de 1 mes después de años de postergaciones, va a poder observar atmósferas de exoplanetas similares a Venus, como algunos en TRAPPIST-1. Sin duda alguna, JWST y otros instrumentos futuros van a revelar secretos aún desconocidos acerca de la evolución planetaria.
Fuente de imagen destacada: NASA/JPL-Caltech.
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