Venus es un planeta excitante: tiene un radio sólo 5% menor que el de la Tierra, una atmósfera casi 100 veces más densa que la terrestre de composición es predominantemente dióxido de carbono con temperaturas que pueden superar los 500ºC; es un planeta muy caliente y seco. “De su interior se sabe poco. el modelo más conservador de su interior profundo es una transposición de la estructura de la Tierra escalada al radio y la masa de Venus” (Mocquet, 2011). En cuanto a su superficie desde el punto de vista geológico, tiene una corteza delgada con importantes signos de vulcanismo recientes. Observar estos datos con un telescopio es imposible pues Venus está completamente y permanentemente cubierta por nubes, limitando la visualización constantes de accidentes geográficos desde la Tierra. Sin embargo, numerosas misiones, la mayoría de la URSS, exitosas y no exitosas han aterrizado, orbitado y sobrevolado Venus con diferentes fines: obtener datos atmosféricos, registrar fotográficamente los patrones de las nubes, de su superficie, analizar la composición rocosa, mapeo en infrarrojo, visible y ultravioleta (ver tabla 2 de Taylor, Svedhem y Head, 2018).
Figura 1. Unidades tectónicas y unidades volcánicas. Las unidades tectónicas: (a) tessera, (b) llanuras alineadas, (c) ridges en cinturones, (d) bandas de ranura, (e) rift. Tomado de Ivanov y Head, 2015.
Conocer los datos físicos de su atmósfera fue posible sólo hasta finales de la década de los 60’s, con la misión exitosa de Venera 4. Pero sólo fue a principios de la década de los 80’s con Venera 14, 15 y 16 que podemos aventurarnos en estudiar la geología de Venus: se analizaron muestras de roca basáltica y se mapeó su superficie, haciendo posible separar zonas morfológicamente homogéneas. “Las superficies conservan evidencia de procesos geológicos de la primera mitad de la historia del Sistema Solar ya que fueron marcadas intensamente por cráteres de impacto y resurgidas por volcanismo, revelando los roles de las fuerzas externas, como la acreción temprana, el flujo de alto impacto, y la evolución térmica interna que incluye conducción, convección, magmatismo, advección y volcanismo de superficie” (Taylor et al., 2018). Por ejemplo, Ivanov y Head, 2015, describen y separan regiones tectonizadas que constituyen un poco más del 20% de la superficie venusiana, 5 unidades, entre ellas, (1) bandas de ranura definidas como zonas extensionales de fallamiento (fractura de la corteza), (2)tessera que es el terreno más deformado de hasta pocos miles de km, (3) rifts (zonas de expansión de la corteza) también con estructuras extensionales pero con valles profundos y cañones (4) llanuras estriadas donde ridges se agrupan en cinturones prominentes y (5) llanuras densamente lineadas diseccionada por numerosos lineamientos en llanuras volcánicas circundantes. “La mayoría de los terrenos tectonizados son productos de la resurfacing tectónica y están rodeados por las vastas llanuras volcánicas y, por lo tanto, son más antiguos”(Ivanov y Head, 2015). De manera que en venus predominó la deformación tectónica y luego, la renovación volcánica jugó un papel muy importante en el estado actual de la superficie venusiana. Por otro lado, Zampa et al., 2018, reconocen fuerzas horizontales y verticales en Venus asociadas a deformaciones en la superficie de venus en función del vulcanismo, resurfacing. Esto apenas sugiere anomalías regionales de huellas de tectonismo.
La historia geológica venusiana se puede dividir en tres fases: Fortuniano, Guineveriano y Atliniano. En el periodo Fortuniano existió deformación intensa donde se formaron tesselas y topografías de alta pendiente con topes planos, similares a mesetas. Luego, en el Guineveriano, involucró tectonismo intensivo y contunuo, y su expresión topográfica son llanuras deformadas y cinturones de ridges interconectados. Posterior a estas regiones tectonizadas, se forman volcanes escudos pequeños seguidos por derrames de lava, cubriendo (resurfacing) parcialmente las regiones del Fortuniano. Finalmente, en el Atliano se forman volcanes escudos más grandes, ocurre mayor vulcanismo y se forman zonas de fallamiento (rifting) y flujos de lava. Aparentemente, este tipo de vulcanismo sigue activo hasta el presente.
Figura 2. Mapa geológico global de Venus, citado en Taylor, Svedhem & Head, 2018.
En síntesis, tanto Venus como la Tierra, ofrecen un laboratorio genuino para la exploración de las dináminas internas y sus expresiones geológicas superficiales. Sus similitudes en cuanto a sus características físicas en su exterior, tamaño, densidad, de lo que se infiere el interior de Venus, permite que sean planetas comparables entre sí, abriendo campos a la planetología comparativa.
Bibliografía
Ivanov, M. A., & Head, J. W. (2015). The history of tectonism on Venus: A stratigraphic analysis. Planetary and Space Science, 113, 10-32.
Mocquet, A., Rosenblatt, P., Dehant, V., & Verhoeven, O. (2011). The deep interior of Venus, Mars, and the Earth: A brief review and the need for planetary surface-based measurements. Planetary and Space Science, 59(10), 1048-1061.
Taylor, F. W., Svedhem, H., & Head, J. W. (2018). Venus: the atmosphere, climate, surface, interior and near-space environment of an Earth-like planet. Space Science Reviews, 214(1), 35.
Zampa, L. S., Tenzer, R., Eshagh, M., & Pitoňák, M. (2018). Evidence of mantle upwelling/downwelling and localized subduction on Venus from the body-force vector analysis. Planetary and Space Science, 157, 48-62.
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