¿Qué hace que Venus sea como es?

Cuando se compara Venus con la Tierra, surge la pregunta: ¿Por qué son tan diferentes? Ambos planetas tienen un tamaño, masa y composición similares y se formaron en la misma zona del Sistema Solar. Sin embargo, son como las dos caras de una moneda: la Tierra es un planeta multicolor, cubierto por grandes masas de agua y con continentes que se mueven en un ritmo lento debido a la tectónica de placas. En cambio, Venus es un lugar infernal, con temperaturas cercanas a los 500 °C durante el día y la noche, y donde el agua no tiene cabida alguna. Además, su geografía es muy diferente a la de la Tierra, pareciendo un mundo completamente diferente.

Los científicos se han dividido durante décadas en dos facciones: aquellos que creían que Venus era un planeta muerto o muy inactivo en términos geológicos, y quienes pensaban que todavía tenía mucha vida. Hoy, hemos descubierto distintas pruebas que apuntan a un mundo geológicamente vivo, solo que muy difícil de observar debido a su atmósfera inhóspita cubierta por un velo de nubes. Algunas evidencias clave incluyen la posible erupción de un volcán observada en los datos de la misión Magellan, los cambios en la composición atmosférica y la aparente juventud de su superficie.

Hoy quiero comentar un artículo publicado por García et al. (2026) que representa un enorme paso para comprender por qué Venus es como es, a través del uso de un gran modelo computacional del planeta. El estudio plantea la cuestión de cómo es posible que dos gemelos planetarios acaben evolucionando de una manera tan radicalmente opuesta.

Al referirme a «enorme» no lo hago a la ligera, ya que modelar un planeta completo es realmente complicado y costoso. Hoy en día, el auge de los centros de datos ha aumentado el coste de los equipos necesarios para realizar las simulaciones. En geología, todo está conectado: el núcleo calienta al manto, que transporta materia y energía hacia la corteza. Estos materiales, cuando llegan a la superficie a través de la actividad volcánica, liberan gases que tienen una influencia crucial en la temperatura de la superficie del planeta y pueden servir como un freno al enfriamiento interno del planeta. Así que podemos decir que no podemos comprender el interior de un planeta sin comprender su exterior y viceversa.

A pesar de este gran reto, los investigadores han diseñado un modelo del planeta completo, que comienza en su origen y se desarrolla durante 4500 millones de años. El modelo tiene tres condiciones finales: una atmósfera de 92 atmósferas, rica en dióxido de carbono y pobre en vapor de agua, y un planeta sin campo magnético propio. Realizaron 234.000 simulaciones, cambiando parámetros como la temperatura inicial, la rigidez en el manto y la cantidad de elementos radioactivos presentes en el núcleo. De todas esas, solo alrededor de 800 lograron reproducir las condiciones del Venus actual, permitiendo a los científicos descubrir algunos secretos sobre el funcionamiento del planeta.

De los resultados más interesantes se deduce que, efectivamente, Venus no es un planeta muerto, aunque en algunos momentos haya habido parte de la comunidad científica que así lo pensó por la escasa evidencia de actividad reciente. En los últimos años han empezado a acumularse pruebas sobre el dinamismo en Venus, un planeta que no nos lo ha puesto fácil para observarlo. Los cambios en la composición de gases en la atmósfera, la posible presencia del denostado fosfano y la reanálisis de datos de la Magellan nos han mostrado la aparición de coladas de lava en la superficie durante la misión.

Un aspecto más importante de las simulaciones es cómo resuelven el problema de rejuvenecimiento de su superficie. La superficie de Venus es muy pobre en cráteres de impacto, lo que implica que algo tiene que estar borrándolos. Una de las teorías imperantes era la del «rejuvenecimiento catastrófico», en el que cada pocos cientos de millones de años ocurría un episodio volcánico tan inmenso que cubría prácticamente toda la superficie en un periodo de tiempo muy corto. Sin embargo, en estos modelos no ha aparecido ninguna evidencia que apunte hacia ese tipo de procesos, sino que más bien el rejuvenecimiento va ocurriendo de manera progresiva a través de la actividad volcánica y otros procesos que ocurren en la corteza.

Pero, si Venus y la Tierra nacieron con la misma cantidad de agua, ¿adónde se fue toda? Durante millones de años, el gigantesco efecto invernadero hizo que toda el agua de la superficie acabase en la atmósfera y la radiación solar disoció estas moléculas, permitiendo que el hidrógeno se escapase al espacio. Pensábamos que el Venus actual estaría seco desde lo alto de la atmósfera a las profundidades del núcleo. Sin embargo, el modelo parece empecinado en demostrar una realidad totalmente diferente, y esto tiene mucho interés de cara a la evolución del planeta. El agua no es algo que solo veamos en la superficie, formando ríos y océanos, sino que también forma parte de las rocas. En el manto, el agua puede servir como una especie de lubricante: si contiene agua, el manto fluirá más fácilmente, permitiendo que el calor escape con mayor facilidad a través de la convección. Un manto seco es rígido y extremadamente viscoso, atrapando el calor en el interior del planeta.

Lo que se observa en los modelos es que el interior de Venus nunca llegó a secarse del todo. De hecho, para poder simular el planeta que vemos hoy, los modelos necesitan que, al menos, haya una cantidad de agua similar a la de los océanos terrestres encerrada en los minerales que forman el manto. ¿Cómo es posible que no se haya escapado toda?

Pues porque la corteza actuaría de algún modo como la tapa de una olla a presión que evita que esta agua escape a la atmósfera. Bueno, es cierto que los volcanes emiten algo de vapor de agua a la atmósfera y que posteriormente se pierde al espacio, pero también parte de la corteza se hunde en el manto devolviendo un porcentaje de los elementos volátiles. Este reciclaje evita que, al menos en esta escala temporal, Venus pierda toda el agua.

Esto nos lleva a una consecuencia muy interesante: la «rigidez por deshidratación», que marca uno de los caminos evolutivos que los investigadores han identificado en los modelos. Aunque la mayor parte de las líneas evolutivas que han seguido las simulaciones muestran que Venus se ha ido enfriando lentamente a lo largo del tiempo, una de cada cinco que podría encontrarse en un límite que podría situarlo al borde de una «muerte magmática». En este escenario, el manto pierde la cantidad de agua justa para que la roca se vuelva muy rígida. Este incremento en la viscosidad sería algo así como si, en vez de lubricante, pusiésemos arena en la cadena de nuestra bici. En este escenario, al manto le cuesta fluir, la corteza empieza a engrosarse y la zona del manto donde puede formarse el magma desciende hasta tal profundidad que su generación se dificulta. Si Venus sigue este camino, su corazón volcánico está apagándose y podríamos estar observando una etapa de transición hasta su muerte.

Si seguimos nuestro descenso a las profundidades, debajo del manto tenemos el núcleo metálico, y aquí es donde los modelos resuelven una de las dudas más grandes que han asombrado a los científicos: la inexistencia de un campo magnético como el terrestre. En nuestro planeta, el campo magnético se genera mediante una geodinamo. Conforme se va enfriando el núcleo externo, va cristalizando para formar un núcleo interno sólido. Este proceso libera calor, así como algunos elementos ligeros que crean una serie de corrientes ascendentes en el hierro líquido. Estas corrientes convectivas de metal líquido acaban generando el escudo magnético que protege nuestra atmósfera del viento solar. Venus carece de este escudo y los modelos apuntan a un responsable: el manto. Puesto que Venus carece de tectónica de placas, la corteza exterior no permite que el calor escape de una manera eficiente. Por lo tanto, el manto se queda increíblemente caliente y al mismo tiempo rígido. Algo así como si pusiésemos una manta térmica al planeta, justo debajo del manto, sobre el núcleo. Puesto que el manto está muy caliente, el núcleo no puede tampoco enfriarse.

Si el núcleo no puede enfriarse, la consecuencia es que no puede agitar los materiales que hay por encima a través de corrientes de material menos denso. En algunos escenarios de los calculados, el núcleo se queda totalmente líquido y nunca se enfría lo suficiente para formar un núcleo interno sólido y, por lo tanto, no existe una flotabilidad química suficiente para crear un dínamo. En otros escenarios, se forma un núcleo interno, pero el flujo de calor es tan pequeño que la convección se detiene por completo. O, lo que es lo mismo: el hierro simplemente se queda ahí, estratificado e «inmóvil».

Lo curioso es que este hecho podría llegar a comprobarse. Cuando las rocas volcánicas se enfrían, los minerales magnéticos se alinean con el campo magnético existente, guardando el registro de la intensidad y dirección del campo magnético en ese mismo instante. Si fuese este el caso, podrían haber todavía rocas basálticas antiguas que conservaran ese registro, aunque los procesos de rejuvenecimiento y las altas temperaturas continuadas de la superficie podrían complicar mucho la lectura de estas rocas.

Si todo va bien, en la próxima década podríamos tener tres misiones en torno a Venus: la Venus Orbiter Mission de la ISRO, la VERITAS de la NASA y la EnVision de la ESA, que serán capaces de observar el planeta con un nivel de detalle sin precedentes, tanto de resolución espacial como temporal, incluso con sondas atmosféricas que nos ayuden a conocer con una mayor precisión su composición y ver cómo se ajustan a estos modelos. ¿Se ajustará Venus a estos modelos o todavía se guardará algún as debajo de la manga?