¿Qué hace que Venus sea como es?

Cuando comparamos Venus y la Tierra siempre surge la pregunta: ¿Por qué son tan diferentes? Ambos tienen un tamaño, masa y composición similar y se han formado más o menos en la misma zona del Sistema Solar.

Más bien, son como las dos caras de una moneda: la Tierra es un planeta multicolor, cubierto por grandes masas de agua y cuyos continentes se mecen al ritmo de una lenta tectónica de placas. Pero Venus es un lugar infernal, cuya superficie se encuentra a temperaturas que se acercan a los 500 °C —tanto de día como de noche— y donde el agua no tiene cabida alguna. No solo eso, sino que su geografía en nada nos recuerda a la terrestre, pareciendo un mundo completamente diferente.

Durante décadas, los científicos se han dividido en dos facciones: Aquellos que pensaban que Venus era un planeta muerto —o bastante inactivo en términos geológicos— y quienes pensaban que todavía tenía mucha vida. Hoy hemos descubierto distintas pruebas —desde la posible erupción de un volcán observada en los datos de la Magellan a los cambios en la composición atmosférica, pasando por la aparente juventud de su superficie— que apuntan a un mundo geológicamente vivo, solo que muy difícil de observar por ser, simplemente, un lugar inhóspito cubierto continuamente por un velo de nubes.

Hoy quería 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 y por qué podría ser tan diferente de nuestro planeta. Porque, al fin y al cabo, ¿cómo es posible que dos gemelos planetarios acaben evolucionando de una manera tan radicalmente opuesta?

Cuando digo «enorme» no lo hago a la ligera, porque modelar un planeta al completo es realmente complicado y costoso. Más aún hoy en día, cuando el auge de los centros de datos ha aumentado mucho el coste de los equipos necesarios para hacer las simulaciones.

En geología, todo está conectado: el núcleo calienta al manto que lo hace transportar 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, a su vez, pueden servir como un freno al enfriamiento interno del planeta. Así que podríamos 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 al completo, en el que la línea temporal comienza precisamente en su origen y donde lo han dejado evolucionar durante 4500 millones de años con el único requisito de cumplir tres condiciones cuando acabara la simulación: que la atmósfera alcanzase una presión de 92 atmósferas —en superficie— siendo rica en dióxido de carbono y pobre en vapor de agua y que el planeta no tuviese un campo magnético propio.

En total realizaron 234.000 simulaciones de la evolución de Venus cambiando parámetros como la temperatura inicial, la rigidez en el manto o 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 —los correspondientes al conjunto de simulaciones que más se parecen al Venus actual— se deduce que, efectivamente, Venus no es un planeta muerto, aunque en algunos momentos haya habido parte de la comunidad científica que así lo pensara por las escasas evidencias de actividad que ha habido hasta hace bien poco.

En los últimos años —como dijimos en la introducción del artículo— han empezado a acumularse pruebas sobre el dinamismo en Venus, un planeta que no nos lo estaba poniendo muy fácil para observarlo: los cambios en la composición de gases en la atmósfera —como el dióxido de azufre, y que en nuestro planeta es un gas típico emitido por los volcanes—, la posible presencia del denostado fosfano, que podría estar relacionado con la ocurrencia de erupciones explosivas y, por último, el reanálisis de datos de la Magellan —de esto hemos hablado también aquí, en Planeta B— que nos ha mostrado la aparición de coladas de lava en la superficie durante el desarrollo de la misión.

Otro de los aspectos más importantes de las simulaciones es cómo resuelven el problema de rejuvenecimiento de su superficie. En nuestro planeta, la tectónica de placas, el vulcanismo y los procesos meteorológicos van haciendo un “lifting” continuo a la superficie, cambiándola incluso en escalas temporales —geológicas— muy cortas. Además, en la superficie de Venus vemos muy pocos cráteres de impacto, lo que implica que algo tiene que estar borrándolos; de lo contrario, estos se irían acumulando, como ocurre en otros lugares como Mercurio o nuestra Luna.

Una de las teorías imperantes para explicar esta aparente juventud de su superficie era la del “rejuvenecimiento catastrófico”, en la que cada pocos cientos de millones de años, ocurría un episodio volcánico tan inmenso que era capaz de cubrir —de lava— la práctica totalidad de la superficie en un periodo de tiempo muy corto. Pero 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 de otros procesos que ocurren en la corteza.

Pero, si Venus y la Tierra nacieron con la misma cantidad de agua —más o menos—, ¿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 el efecto de la radiación solar disoció estas moléculas, permitiendo que el hidrógeno se escapase al espacio y, a causa de este proceso, 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, un concepto que vamos a denominar que denominaremos «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 otro escenario, el manto pierde la cantidad de agua justa para que la roca se vuelva, de repente, 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 —por densidades— 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”.

Aquí viene la sorpresa: aunque Venus carece de un campo magnético hoy, más del 80 % por ciento de las simulaciones revelan que probablemente tuvo uno muy fuerte en el pasado, cuando el manto de Venus todavía tenía unas propiedades que le permitían transferir el calor y al mismo tiempo que el núcleo también pudiese tener unas corrientes convectivas.

Lo curioso es que este hecho podría llegar a comprobarse, eso sí, con dificultades, aunque no sin dificultades. 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?

Referencias:

Rodolfo García, Rory Barnes, Peter E. Driscoll, Victoria S. Meadows, y Megan Gialluca (2026) Investigation of Venus’ Thermal History, Crustal Evolution, and Core Dynamics with a Coupled Interior-lithosphere-atmosphere Model The Planetary Science Journal doi: 10.3847/PSJ/ae5248.

Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.