Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Itzíar Garate, 12 de febrero de 2025
Me dedico a investigar Venus, en concreto su atmósfera. Formo parte del grupo de ciencias planetarias de la Universidad del País Vasco, donde nos enfocamos en el estudio de las atmósferas. Otros grupos se dedican a áreas como la astrogeología o la astroquímica, pero nosotros nos asemejamos más a los meteorólogos o climatólogos, aunque en lugar de estudiar la Tierra, investigamos otros planetas del sistema solar con atmósferas suficientemente densas como para generar un clima. A lo largo de los años, me he especializado en Venus, un planeta que ha sido en gran medida ignorado, ya que en las últimas décadas ha recibido muy pocas misiones espaciales.
De 2007 a 2014, hubo una nave europea de la Agencia Espacial Europea en órbita elíptica alrededor de Venus, pasando por sus polos. Gran parte de mi investigación se basa en datos recopilados durante esa misión, especialmente sobre los polos. Posteriormente, llegó una nave espacial japonesa con una órbita ecuatorial que ha aportado, y sigue aportando, una perspectiva diferente. Estas misiones han ocurrido de forma secuencial, primero una y luego la otra, a diferencia de Marte, donde actualmente hay numerosas misiones simultáneas investigando el planeta.
Voy a hablar principalmente de la atmósfera de Venus. Primero haré una breve introducción sobre las longitudes de onda más utilizadas en su observación y su aplicación en nuestra investigación en el grupo de ciencias planetarias. Explicaré en detalle qué estudio yo específicamente y en qué estamos trabajando actualmente. Si el tiempo lo permite, hablaré también de la futura misión europea EnVision, ya que, aunque Venus ha sido olvidado durante mucho tiempo, parece estar recuperando interés. En la próxima década, se lanzarán una misión europea y otra estadounidense para observar de nuevo este planeta, lo que abrirá nuevas oportunidades de investigación y estudio.
Al igual que el resto de los planetas, Venus se observa en diversas longitudes de onda, cada una con características propias. Se puede estudiar su lado diurno mediante luz reflejada en distintas longitudes de onda. La observación clásica se hace en ultravioleta, donde Venus muestra imágenes muy contrastadas con zonas muy oscuras y muy brillantes. Esto se debe a un compuesto desconocido que absorbe fuertemente en ultravioleta, generando esos contrastes, aunque se sospecha que está relacionado con el azufre. Esta longitud de onda permite observar la capa más alta de nubes del planeta.
Vemos la capa más alta de nube, ya que Venus está completamente cubierto de nubes, sin días soleados en ninguna parte de su superficie, y su capa nubosa tiene más de 30 kilómetros de extensión vertical. Se distingue una capa superior y otra inferior, separadas por una zona de niebla. En ultravioleta y en el visible, se observa la capa superior, mientras que en el infrarrojo cercano se puede ver la base de la capa superior, unos 10 kilómetros más abajo.
En el lado nocturno de Venus, se observan longitudes de onda infrarrojas relacionadas con la temperatura. Esto se debe a su alto albedo, que refleja gran parte de la radiación solar. En ciertas longitudes de onda específicas, se pueden observar fenómenos particulares, como el airglow (una luminiscencia por reacción en el oxígeno) o el vórtice polar, un fenómeno que estudio en profundidad.
Figura 1. Venus vista en distintas longitudes de onda.
En nuestro grupo, cuando analizamos la atmósfera y su circulación, la dividimos en dos capas: la capa superior de nubes, observada en ultravioleta y visible, y la capa inferior, observada en infrarrojo. Esto nos permite medir la velocidad del viento en distintas altitudes y latitudes para comprender la circulación general y estudiar fenómenos particulares.
Desde hace décadas se sabe que, en la cima de las nubes, a unos 70 kilómetros de altura, la atmósfera de Venus se mueve a gran velocidad, a 360 km de altura, fenómeno conocido como superrotación. Mientras que la superficie sólida del planeta rota lentamente (243 días terrestres por vuelta), la atmósfera a esa altura da la vuelta al planeta en solo cuatro días, moviéndose 60 veces más rápido que la superficie. Esto se descubrió en los años setenta al observar una estructura en forma de “Y” en imágenes ultravioleta.
Figura 2. Forma en Y en la alta atmósfera de Venus
En la capa inferior de nubes, observada en infrarrojo, se han identificado estructuras complejas como ondas, filamentos largos y oscuros, y vórtices individuales similares a los de otros planetas como Júpiter. Algunos de estos fenómenos han sido observados gracias a la colaboración con astrónomos amateurs, cuyas imágenes han permitido monitorear en detalle una estructura denominada discontinuidad en las nubes bajas.
Figura 3. Nubes y ondas peculiares en infrarrojo
Este fenómeno se descubrió con imágenes de la misión japonesa Akatsuki y parece estar relacionado con una onda generada en las capas bajas de la atmósfera. Se observa en longitudes de onda cercanas al infrarrojo, pero no en ultravioleta, lo que indica que no alcanza la capa superior de nubes.
En imágenes de los años ochenta de las sondas Mariner o Pionner-Venus se pudo observar esta discontinuidad, pero es gracias a las observaciones continuas de astrónomos amateurs, que hemos podido estudiar esta discontinuidad durante más de cuatro años, publicando varios artículos en colaboración con aficionados de todo el mundo, incluidos astrónomos españoles. Hemos visto que esta onda va más ràpida que el resto de nubes a esa altura pero más lenta que la superrotación del planeta.
Desde mi tesis doctoral, me he centrado en estudiar los vórtices polares de Venus. La mayoría de los planetas del sistema solar tienen vórtices en sus atmósferas, que son remolinos observables en las nubes o en la distribución de temperaturas. En Venus, se descubrieron mediante imágenes térmicas en infrarrojo y presentan estructuras complejas y cambiantes, sin un patrón predecible.
Figura 4. Vórtice polar de Venus
Estos vórtices parecen estar conectados verticalmente, aunque los vientos y los centros de rotación no coinciden en altura, lo que sugiere una estructura flexible similar a un tubo que se desplaza a diferentes altitudes sin romper su conexión. Esta configuración no se ha observado en otros planetas y hace que el vórtice polar de Venus sea particularmente peculiar.
Yo estudié algunas de las morfologías de este vórtex, y actualmente, en colaboración con un estudiante de grado de la Universidad de Sevilla, estamos utilizando algoritmos de inteligencia artificial para analizar toda la base de datos de la misión Venus Express y estudiar el movimiento del vórtice polar. El objetivo es determinar si sigue un patrón predecible o si su comportamiento es caótico. También estamos analizando el período de rotación de la estructura sobre sí misma.
Además de estudiar los movimientos y las estructuras de la atmósfera de Venus, investigamos las causas que generan esos vientos y su interacción con la radiación solar y planetaria. Esto es clave para comprender cómo se distribuye la energía en la atmósfera y qué procesos la mantienen en movimiento constante. Para eso, por ejemplo, es muy importante estudiar la interacción entre la radiación, es decir, la luz, ya sea la proveniente del sol o la emitida por el propio planeta, y su interacción con la atmósfera.
La energía que llega a cualquier atmósfera desde el sol, o desde su estrella, al encontrarse con partículas y gases en la atmósfera, puede ser reflejada o absorbida. La absorción depende del tipo de gas y de las partículas que componen las nubes. Por ejemplo, en Venus, las nubes están compuestas de ácido sulfúrico, lo cual influye en cómo varía la radiación y en la huella que deja en la energía que finalmente llega a nuestros instrumentos de detección.
La radiación que alcanza la superficie calienta el terreno, que a su vez emite radiación. Debido a la temperatura, cualquier cuerpo emite radiación infrarroja, y esa emisión puede ser absorbida por los gases o interactuar con las partículas de las nubes. Lo que nosotros finalmente detectamos es el resultado de múltiples interacciones.
Al estudiar estas interacciones y utilizando estudios previos sobre las temperaturas esperadas en cada capa de la atmósfera —lo que llamamos perfil térmico—, podemos simular la radiación que deberíamos recibir de Venus en distintas longitudes de onda. Luego, comparamos esta simulación con las mediciones reales.
Si se asume, por ejemplo, que hay dos capas de nubes compuestas en un 75% de ácido sulfúrico a ciertas alturas y temperaturas, se puede calcular cuánta energía debería recibirse en una longitud de onda específica. Al comparar este cálculo con los datos reales obtenidos por una nave espacial, se pueden ajustar las suposiciones sobre la altura y composición de las nubes hasta que el espectro simulado coincida con el medido.
Estas técnicas son complejas y no siempre tienen una solución única, ya que diferentes combinaciones de altura y temperatura de las nubes pueden producir la misma radiación. Estas situaciones, llamadas soluciones degeneradas, nos acercan a comprender el perfil térmico y la composición real de la atmósfera.
En mi tesis, estudié cómo varía la temperatura en ciertos rangos de altura en la zona polar de Venus. Se observó que, en una región específica, conocida como el "collar frío", la temperatura disminuye a menor altura, lo cual es una característica peculiar de Venus. Este collar frío rodea el vórtice polar, una estructura presente tanto en el polo sur como en el polo norte del planeta.
Figura 5. Perfil de temperaturas de la atmósfera de Venus
Este fenómeno ha sido identificado en mapas de temperatura y es una estructura bien establecida en la atmósfera de Venus, aunque aún se desconoce su origen. Parte de mi investigación en París consistió en reproducir numéricamente estos fenómenos para entender mejor cuándo aparecen y cómo varían al ajustar diferentes parámetros.
Además de los perfiles térmicos, también obtuvimos mapas de temperatura a distintas alturas. En altitudes más bajas, alrededor de los 60 kilómetros, se reproducen mejor las imágenes infrarrojas. Sin embargo, a los 70-80 kilómetros, aunque persisten zonas más cálidas, se pierde la huella térmica del vórtice, lo que sugiere que este se extiende hasta casi los 80 kilómetros de altura. Os recuerdo que lo más abajo que lo hemos podido ver son 40 km de altura, quizás llega más abajo. Y además cambia de forma cada día, lo que quiere decir que es una brutalidad de energía involucrada.
También investigamos la relación entre el vórtice y la altura de las nubes. Se observó que las zonas más calientes en las imágenes infrarrojas corresponden a áreas donde las nubes están a menor altura, lo que sugiere que el vórtice es una estructura hundida que podría estar transportando partículas hacia abajo en la atmósfera.
Actualmente, un estudiante de doctorado está mejorando esta metodología utilizando métodos bayesianos y considerando más parámetros y tipos de partículas. Se espera que esto permita investigar si el tamaño de las partículas varía cerca del polo o a lo largo del tiempo, ya que algunos estudios sugieren que las partículas son más grandes en las regiones polares.
En cuanto a la dinámica atmosférica de Venus, se ha observado que su atmósfera rota 60 veces más rápido que el planeta mismo, un fenómeno conocido como superrotación. Este movimiento ha sido confirmado tanto por imágenes satelitales como por las sondas Pioneer-Venus, que midieron velocidades de viento de hasta 360 km/h a unos 60 kilómetros de altura. En total fueron 5 sondas que bajaron en la atmósfera de Venus y midieron in situ estas velocidades.
Figura 6. Medidas de la velocidad del viento obtenidas por las Pionner-Venus
A partir de 2035, la misión Da Vinci de la NASA proporcionará nuevas mediciones in situ en la atmósfera de Venus, lo que permitirá verificar si esta circulación atmosférica se mantiene constante.
En términos de circulación meridional, aunque la mayoría de los vientos en Venus son paralelos al ecuador, algunas observaciones en la cima de las nubes sugieren un flujo hacia los polos. Este movimiento hacia los polos podría estar relacionado con una célula de Hadley, un patrón de circulación atmosférica también presente en la Tierra.
Sin embargo, en Venus, esta célula de Hadley podría extenderse hasta el collar frío, en lugar de hasta el vórtice polar. Esto se debe a que en esa región se observan cambios de temperatura, descenso en la altura de las nubes y un aumento en el tamaño de las partículas, lo que sugiere la presencia de corrientes descendentes.
Figura 7. Células de Bradley en Venus
A pesar de esto, no se ha observado evidencia de una circulación de retorno hacia el ecuador en las capas inferiores de nubes, lo que deja abierta la pregunta sobre la estructura completa de esta célula de Hadley. Esto podría deberse a la falta de precisión en las mediciones actuales o a la necesidad de observaciones más detalladas.
Finalmente, todos los estudios coinciden en que el descenso brusco de las nubes comienza a partir de los 45 kilómetros de altura, justamente en la latitud donde se encuentra el collar frío. Esta observación es clave para entender la dinámica atmosférica de Venus y su compleja interacción con la radiación solar.
Os enseño un mapa de temperaturas (figura 8) donde las zonas más frías forman un "collar frío" que rodea las latitudes más altas, cercanas a los 90 grados. Actualmente, estoy trabajando con otra estudiante de máster en un proyecto que busca medir imágenes en el tiempo para minimizar el error asociado a nuestras mediciones. Queremos verificar si así podemos detectar la rama de retorno de la posible célula de Hadley. Si lo logramos, podríamos determinar a qué latitud comienza, si está relacionada con el collar frío, el vórtice u otras estructuras.
Figura 8. Mapa de temperaturas
Os muestro un ejemplo en el que cada fotograma está separado por una hora. Podríamos medir el viento usando dos fotogramas consecutivos, aunque el error sería mayor. Sin embargo, al seguir las estructuras que permanecen a lo largo del vídeo, aunque no todas lo hacen, y comparar el primer fotograma con el último, que están separados por cinco o seis horas, el error sería menor. Disponemos de este tipo de imágenes tanto de la misión Venus Express como de la misión Akatsuki, lo que nos permite analizar datos desde 2007 hasta la actualidad, aunque con diferentes resoluciones y alturas de sondeo.
Para concluir con la parte científica de mi investigación y la del grupo, quiero destacar que no solo trabajamos con datos de telescopios o naves espaciales, sino que también intentamos simular numéricamente la atmósfera utilizando modelos computacionales. Este enfoque formó parte de mi trabajo en París. Para hacerlo, es necesario introducir en el modelo las leyes físicas de la circulación atmosférica, la mecánica de fluidos y la termodinámica. Además, se deben especificar las temperaturas a diferentes alturas y cómo creemos que se propaga la energía solar. Con esta información, el modelo genera simulaciones como el campo de temperatura que se muestra aquí, que cubre desde el ecuador hasta los 90 grados de latitud.
Inicialmente, el modelo presentaba un gradiente suave en altura, pero al incorporar la variabilidad en la altura de las nubes (representada por una línea discontinua), apareció una zona más fría que coincide con el collar frío observado en la realidad. Este resultado sugiere que la altura de las nubes podría jugar un papel clave en la formación de ese collar frío. Sin embargo, también surgieron discrepancias, como una región cálida en las alturas superiores que no se observa en la realidad, lo cual indica posibles fallos en el modelo que deben corregirse.
En nuestro grupo en Bilbao no contamos con simulaciones numéricas tan avanzadas para Venus, por lo que no profundizaré más en ese tema.
Respecto al futuro, cabe mencionar que Venus está volviendo a ser un foco de interés científico. La Agencia Espacial Europea ha programado la misión EnVision, que se lanzará entre 2031 y 2033. Aunque la misión se centrará principalmente en estudiar la superficie de Venus, en nuestro grupo planeamos aprovechar sus imágenes para analizar las nubes.
EnVision tendrá una órbita muy similar a la de Venus Express, pero completará una vuelta en 90 minutos, ofreciendo una alta resolución espacial pero un campo de visión más limitado. Para obtener una visión global del planeta y contextualizar las observaciones de EnVision, recurriremos a telescopios terrestres, tanto profesionales como de astrónomos aficionados. De hecho, los astrónomos amateurs están logrando resultados excelentes, especialmente en longitudes de onda ultravioleta y en torno a una micra, lo que permite observar tanto las nubes como la superficie de Venus.
El equipo de EnVision está interesado en colaborar con aficionados para obtener imágenes de contexto que complementen las observaciones de alta resolución de la misión. Queremos crear una red de observadores, tanto profesionales como amateurs, para proporcionar un contexto amplio de las estructuras atmosféricas que se observen con EnVision, como vórtices y ondas. Aunque no tengo experiencia en instrumentación o técnicas de observación, estoy dispuesta a aprender y compartir información relevante.
En resumen, invitamos a cualquier interesado en la astronomía planetaria a unirse a esta red de observación, ya sean expertos o principiantes. Queremos que sea una colaboración fructífera y eficiente. Muchas gracias.
Coloquio
Has dicho que hay una capa superior y otra inferior de nubes, separada por un poco de niebla ¿no?
Bueno, hay niebla, sí, un poco o mucho no sé, pero hay niebla. Las nubes se forman por condensación tanto en tierra como en Venus y para eso depende de la cantidad de partículas que puedan condensar, es decir, abundancia de partículas y las condiciones que tienes de temperatura, presión, etcétera. En Venus, una de las cosas que midieron las ondas, además de la velocidad del viento mientras caían, es esa abundancia de partículas.
¿Se ha observado si estas velocidades del viento se dan igual en la cara diurna y en la cara nocturna?
En la diurna y la nocturna se observan distintas alturas. Entonces, en la diurna es donde obtenemos esta superrotación de los 70 kilómetros por hora. En ultravioleta, diurna, se ven estas líneas azules que son los 360 kilómetros por hora. Cuando nos vamos a la nocturna, que ya tenemos que usar longitudes de onda infrarrojas, ya estamos viendo otra altura. Y a esa altura los vientos son más bajos, más lentos.
¿Hay alguna diferencia entre los vórtices o en los collares fríos entre ambos polos norte y sur?
Me gustaría saberlo, pero no tengo respuesta. El primero que se detectó fue el del sur con una sola imagen de una nave que pasaba por Venus. La del norte se pudo observar con la Pioneer Venus durante un tiempo, pero la que más se ha observado es la del sur, porque la nave Venus Express pasaba más lejos del polo sur y tenía un campo de visión que permitía observar todo el vórtice de toda la región polar.