Venus es el planeta más parecido a la Tierra en tamaño y masa, pero su ambiente es radicalmente distinto: una atmósfera densa dominada por CO2, nubes concentradas de ácido sulfúrico, una presión superficial ≈92 bar y temperaturas promedio en superficie alrededor de 460 °C. Ese contraste lo convierte en un laboratorio natural para estudiar clima extremo, volcanismo y procesos atmosféricos a escala planetaria.
Características físicas básicas
Radio: 6.051 km (≈0,95 R⊕)
Masa: 4,87·10^24 kg (≈0,82 M⊕)
Distancia media al Sol: ≈0,72 UA
Período orbital: ≈225 días terrestres
Rotación sideral: ≈−243 días terrestres (rotación retrógrada muy lenta)
Inclinación axial efectiva: ≈177,4° (rotación casi invertida)
Atmósfera: composición y estructura
La atmósfera venusiana está compuesta mayoritariamente por dióxido de carbono (≈96–97%) y nitrógeno (≈3%), con trazas detectables de SO2, CO, HCl, HF y cantidades muy pequeñas de vapor de agua. Una característica clave es la enorme presión superficial: aproximadamente 92 veces la presión atmosférica terrestre a nivel del mar, equivalente a estar a casi 900 metros bajo el agua terrestre en términos de presión.
Estructuralmente, la atmósfera se puede dividir en capas:
 Capa baja (0–50 km): densa, caliente, con composición dominada por CO2. Aquí la presión y temperatura alcanzan los valores extremos que hacen inviable el equipo convencional sin blindaje térmico y estructural masivo.
 Capa media (≈50–60 km): transición donde la presión y temperatura decrecen notablemente; sigue presente la química compleja proveniente del transporte vertical.
 Capa alta (50–70+ km): nubes estratificadas formadas por gotas de ácido sulfúrico (H2SO4) y partículas en suspensión. En estas altitudes la presión y la temperatura son mucho más benignas; por eso se discute la posibilidad de plataformas o aerostatos que operen en altura.
Efecto invernadero y química de nubes:
El efecto invernadero en Venus es extremo: la radiación saliente queda atrapada por la mezcla de CO2 y la alta opacidad atmosférica, mientras las nubes reflejan parte de la radiación entrante en longitudes visibles. Las nubes de ácido sulfúrico acentúan la complejidad química y óptica, generando fenómenos observables en UV y contribuyendo a la superrotación atmosférica. El SO2 y sus variaciones en altura y tiempo indican procesos químicos activos, posiblemente apoyados por vulcanismo.
Dinámica atmosférica:
Una de las propiedades más notables es la superrotación: la atmósfera superior gira mucho más rápido que el planeta sólido, con velocidades zonales que superan los 100 m/s y completan una circunferencia en pocos días terrestres. Esto genera fuertes gradientes de viento y ondas planetarias que transportan momento y calor. La convección profunda, la interacción radiativa-química y la topografía del planeta influyen en la circulación global y en episodios de variabilidad observados en ultravioleta.
Superficie y geología:
La superficie de Venus está dominada por llanuras volcánicas (≈80% de la extensión), amplias mesetas y grandes estructuras volcánicas: escudos, domos y vastas provincias basálticas. Las observaciones radar —especialmente las obtenidas por Magellan— muestran regiones elevadas como Ishtar Terra (con Maxwell Montes) y Aphrodite Terra, donde la topografía es más compleja.
No se ha identificado una tectónica de placas comparable a la Tierra; en cambio, la deformación y la renovación de la corteza parecen controladas por procesos volcánicos y cambios térmicos internos. La cantidad relativamente baja de cráteres pequeños se explica por la atmósfera densa que frena y desintegra los proyectiles antes del impacto, dejando un registro de cráteres mayores que permite estimar la cronología superficial a gran escala.
Historia de exploración y técnicas instrumentales:
Las misiones Venera (URSS) en las décadas de 1970–1980 lograron aterrizajes cortos y transmitieron datos in situ y fotografías de la superficie; soportaron las condiciones extremas por minutos a una hora. Pioneer Venus, Venera, y la misión Magellan (NASA) aportaron sondas orbitales, perfiles atmosféricos y mapeo radar global, siendo el radar de apertura sintética (SAR) instrumental para revelar la topografía y morfología superficial bajo la opacidad óptica de las nubes.
Retos tecnológicos para misiones futuras incluyen el diseño de aterrizadores con protección térmica y estructural prolongada, sondas atmosféricas resistentes a la corrosión por ácido sulfúrico y plataformas flotantes que aprovechen las altitudes relativamente benignas dentro de las nubes.
Interés actual:
Volcanismo activo: evidencias indirectas (variaciones en SO2, señales térmicas locales) mantienen la hipótesis de actividad volcánica contemporánea; confirmar actividad requiere observaciones en IR y sísmicas más sensitivas.
 Química atmosférica compleja: la estratificación química y los ciclos de azufre ofrecen modelos extremos de química atmosférica y retroalimentaciones del efecto invernadero.
 Habitabilidad en altura: la zona entre 50–60 km presenta presiones y temperaturas menos hostiles, lo que motiva debates sobre metabolitos microbianos hipotéticos o, más pragmáticamente, sobre la operabilidad de plataformas científicas.
 Comparación con la Tierra: entender por qué dos planetas de tamaño similar evolucionaron tan distinto ofrece claves para climatología planetaria, habitabilidad y la modelación de exoplanetas.
Conclusiones e Implicaciones:
Venus es un caso de estudio crítico para comprender límites climáticos planetarios: ilustra cómo una atmósfera rica en CO2, combinada con procesos de retroalimentación y química de aerosoles, puede conducir a un estado de calentamiento extremo y estable a largo plazo. A la vez, la relativa similitud física con la Tierra lo transforma en un objetivo privilegiado para probar teorías de evolución planetaria y mejorar tecnologías de observación remota y de superficie bajo condiciones extremas.
