En la actualidad, Venus presenta una superficie seca sometida a una temperatura media cercana a 465 °C y una atmósfera dominada por dióxido de carbono, con una presión unas 92 veces superior a la terrestre. Sin embargo, su evolución climática continúa sin estar resuelta. Determinar si llegó a mantener agua líquida permitiría reconstruir cómo pasó de unas posibles condiciones templadas al efecto invernadero desbocado observado hoy.
Un nuevo análisis de la superficie de Venus propone que algunos terrenos poligonales, canales y crestas de las llanuras bajas podrían haberse formado durante la desaparición de antiguos océanos. Los investigadores no han detectado agua ni minerales originados en presencia de agua, sino estructuras cuya forma, tamaño y distribución se parecen a las producidas en antiguas cuencas marinas terrestres.
El estudio, publicado en Earth and Planetary Science Letters por Richard C. Ghail, Eloise J. P. Crouch y Philippa J. Mason, emplea imágenes de radar y datos altimétricos obtenidos por la sonda Magallanes. La misión cartografió por radar alrededor del 98 % del planeta entre 1990 y 1994, aunque la resolución de sus imágenes no permite determinar directamente la composición de los materiales.
La hipótesis se apoya en tres grupos de estructuras: redes de fracturas poligonales, largos canales que terminan en las cuencas más profundas y crestas de compresión concentradas en las llanuras bajas. Ninguna demuestra por separado que existieran océanos, pero los autores consideran que su distribución conjunta admite una explicación relacionada con la presencia y posterior evaporación de agua líquida.
La elevada proporción entre deuterio e hidrógeno de la atmósfera venusiana es compatible con la pérdida de grandes cantidades de agua, aunque también admite otras explicaciones. Los modelos climáticos tampoco producen un único escenario. Algunos indican que Venus nunca pudo condensar océanos, mientras que otros permiten que el agua líquida permaneciera durante varios miles de millones de años.
La mayor parte de la superficie observable parece haberse formado o modificado durante los últimos cientos de millones de años. Si los océanos desaparecieron antes de ese periodo, los procesos volcánicos y tectónicos posteriores habrían eliminado sus huellas. El nuevo estudio plantea que la desecación pudo producirse hace menos de 1.000 millones de años y dejar estructuras todavía reconocibles.
Polígonos de varios kilómetros
Los investigadores revisaron las regiones cubiertas por fracturas poligonales. A las 204 áreas catalogadas anteriormente añadieron otras 115, localizadas principalmente en las llanuras del hemisferio sur. El análisis permitió diferenciar seis tipos de terrenos poligonales, algunos con dos escalas de fracturación superpuestas.
Los polígonos menores miden varios cientos de metros y se encuentran cerca del límite de resolución de las imágenes de Magallanes. Los mayores pueden alcanzar varios kilómetros, unas dimensiones difíciles de explicar únicamente mediante el enfriamiento y la contracción de materiales volcánicos.
Los sistemas más parecidos conocidos en la Tierra aparecen en sedimentos marinos finos ricos en esmectitas. Estos minerales de arcilla cambian de volumen al incorporar o perder agua. La compactación del sedimento y la presión de los fluidos atrapados pueden fracturar las capas y producir redes de polígonos de varios kilómetros.
La comparación con formaciones terrestres permite proponer mecanismos, pero no determina la composición del terreno. Procesos diferentes pueden generar relieves parecidos y los datos de radar disponibles no permiten distinguir con seguridad entre depósitos arcillosos compactados y materiales volcánicos fracturados.
Los autores proponen que, durante la evaporación de los océanos, una atmósfera rica en vapor de agua habría favorecido episodios de precipitación ácida relacionados con el ciclo del azufre. La erosión química de las tierras altas habría transportado minerales arcillosos hasta las cuencas todavía cubiertas por agua. Su acumulación, compactación y posterior desecación podría explicar las redes poligonales.
Canales que terminan en las cuencas profundas
El segundo grupo de estructuras está formado por los canali, término utilizado para denominar los largos canales de Venus. Muchos se interpretan como estructuras excavadas por flujos volcánicos, pero algunos presentan longitudes y geometrías difíciles de reproducir mediante lava de silicatos.
Entre ellos se encuentra Baltis Vallis, el canal conocido más largo del sistema solar, con una longitud estimada de entre 6.800 y 7.431 km. Para explicar recorridos de esta escala mediante volcanismo se han propuesto lavas de composición poco habitual y viscosidad muy reducida.
El estudio señala que algunos canali se parecen a canales submarinos formados por corrientes de densidad. Estas corrientes contienen agua y sedimentos que incrementan su densidad, por lo que descienden por el fondo de una cuenca y pueden recorrer grandes distancias.
Cerca del 28 % de las regiones poligonales contiene canales sin una fuente aparente. Muchos aparecen en las llanuras menos profundas y terminan en las cuencas situadas a menor altitud. Esta distribución es compatible con corrientes submarinas, aunque no descarta un origen volcánico.
Una posible capa de sal bajo las crestas
La tercera parte de la hipótesis procede de las crestas de arruga, relieves alargados originados por la compresión y el plegamiento de las capas superficiales. Su formación puede verse favorecida por la presencia de un nivel inferior mecánicamente débil.
Casi todas las crestas analizadas se encuentran dentro del 32 % de la superficie situado por debajo de un radio de 6.051,3 km. La altitud se expresa aquí mediante la distancia desde el centro de Venus. Como el planeta tiene un radio medio aproximado de 6.052 km, diferencias de pocos kilómetros permiten separar las cuencas bajas de las regiones elevadas.
Al evaporarse un océano, las sales disueltas precipitan sobre el fondo. Los autores calculan que una salmuera saturada podría haber depositado alrededor de 2 × 10¹⁹ kg de halita en las cuencas más profundas. Esa cantidad equivaldría a una capa media de al menos 64 m.
Una acumulación de sal de ese espesor sería más débil que las rocas circundantes y podría facilitar el desplazamiento de las capas superiores durante la formación de las crestas. Cerca del 70 % de las regiones poligonales está afectado por estas estructuras. El cálculo representa un límite inferior y no demuestra que exista una capa salina bajo las llanuras.
Un posible océano reconstruido mediante la topografía
La distribución conjunta de polígonos, canales y crestas es compatible con un antiguo nivel del mar situado cerca de un radio de 6.052,9 km. Si se aplica ese nivel hipotético a la topografía actual, sin reconstruir las deformaciones posteriores, el agua habría cubierto cerca del 90 % de Venus.
El volumen resultante equivaldría aproximadamente al 40 % de los océanos terrestres actuales y produciría una profundidad media cercana a 1.400 m. Estas cifras no son mediciones de un antiguo océano, sino el resultado de inundar el modelo de la topografía actual hasta la cota propuesta.
Algunas imágenes contienen formas que podrían corresponder a líneas de costa, plataformas erosionadas por las olas, islas o sistemas de drenaje. No obstante, todas admiten explicaciones volcánicas o tectónicas y ninguna constituye por sí sola un indicador inequívoco de agua líquida.
La resolución aproximada de 100 m de las imágenes y la menor precisión de la altimetría dificultan reconocer antiguas costas y diferenciar basaltos, arcillas y depósitos evaporíticos. La actividad geológica posterior también podría haber deformado, cubierto o destruido parte de estas estructuras.
El estudio no resuelve si Venus tuvo océanos, pero identifica varias formaciones que pueden analizarse como parte de un mismo escenario de desecación. El artículo científico desarrolla los seis tipos de terrenos poligonales, sus equivalentes terrestres y las explicaciones volcánicas o tectónicas que todavía deben descartarse.
Referencias y más información:
- Ghail, R. C., Crouch, E. J. P. y Mason, P. J. The lost oceans of Venus. Earth and Planetary Science Letters. 2026.
- Daniel Marín La huella de los océanos perdidos de Venus. Blog Eureka en Naukas. 2026.
