Superficie de Venus

La densa atmósfera global que cubre todo el planeta nos impide ver y conocer los detalles de la superficie de Venus. Gracias al uso del radar se pudieron obtener los primeros datos del planeta y no sería hasta la llegada del orbitador norteamericano Pioneer Venus cuando pudimos tener un mapeo casi global de la superficie y mejorado después por la sonda Magallanes de la NASA.

La superficie de Venus es bastante plana, las llanuras ocupan prácticamente la totalidad del planeta, donde el 80% de su superficie apenas varía un km por encima o debajo del radio medio del planeta. Un paisaje dominado por miles de volcanes, el mayor de ellos es el volcán Maat Mons en la región de Atla Regio, coladas de lava y canales, fallas, plegamientos y apenas cráteres de impacto. El bajo número encontrado a diferencia de Mercurio, la Luna o Marte, podría deberse a la densa atmósfera que pudo desintegrar la mayoría de meteoritos antes de impactar en la superficie, o bien a procesos tectónicos en el pasado del planeta que bien pudieron haberlos borrado. Estudios recientes sugieren que el planeta tuvo hace unos 300 a 500 millones de años una etapa de vulcanismo global que cubrió de lava la mayoría del planeta, renovando por tanto su superficie y borrando las evidencias de impactos anteriores. Cerca del 90% de la superficie parece consistir en un basalto recientemente solidificado.

Algunas cadenas montañosas al norte del planeta superan los 10 km de altura, como los Maxwell Montes, “techo” del planeta. Además encontramos accidentes en el terreno nunca antes vistos en nuestro planeta como son las estructuras conocidas como tesserae, los domos de lava o volcanes panqueque, las coronae o los aracnoides.

En base a los datos obtenidos por las primeras sondas en estudiar el planeta, la comunidad científica dividió el planeta en tres diferentes áreas: las zonas altas, que estarían por encima de los 2 km de altura; las llanuras o planicies de deposición que serían desde los 0 a los 2 km y cubrirían más de la mitad de la superficie del planeta; y el resto son tierras bajas donde los datos de reflectividad del radar sugieren que a una escala de centímetros estas áreas son lisas, como resultado de la acumulación de material fino erosionado de las tierras altas.

Las «tesserae» de Venus

Las tesserae o teselas son rasgos únicos de la superficie de Venus que se caracterizan por su apariencia de terreno fracturado y plegado. El término proviene del latín y significa mosaico, haciendo referencia a la apariencia de mosaico en estas regiones situadas normalmente en las mesetas altas del planeta. Compuestas por una serie de crestas y valles, a menudo están asociadas a grandes fallas o fracturas en la corteza. Podrían ser el resultado de eventos tectónicos del pasado del planeta o algún tipo de contracción global del mismo. Actualmente se desconoce si Venus posee tectónica de placas como nuestro planeta o si lo tuvo en un pasado más cálido anterior a los episodios de vulcanismo global que han modificado toda su superficie, por ello, el estudio de los tesserae en Venus proporciona información valiosa sobre la historia geológica y la evolución del planeta.

Los volcanes en forma de cúpula de Venus

Otro de los rasgos distintivos de la superficie de Venus son las estructuras volcánicas con forma de cúpula o Panqueque Domes en inglés, y se trata de formaciones circulares de perfil bajo que pueden alcanzar diámetros de entre 10 y 100 km, con alturas que rara vez superan los 1.000 m. Estas formaciones reciben su nombre por su similitud morfológica con un panqueque, debido a su aspecto aplanado y extendido. Fueron registradas con detalle por el radar de apertura sintética de la sonda Magallanes, que cartografió la superficie de Venus a principios de los años noventa.

Los volcanes panqueque se originan a partir de lavas de alta viscosidad, posiblemente compuestas por magmas silíceos. Esta viscosidad limita la capacidad de la lava para desplazarse grandes distancias, provocando su acumulación en las inmediaciones del punto de emisión y dando lugar a estructuras de gran extensión horizontal y escaso relieve. Algunas de estas formaciones presentan fracturas radiales o colapsos parciales, lo que puede estar relacionado con la dinámica de enfriamiento o con actividad volcánica secundaria posterior al emplazamiento principal.

Este tipo de estructuras se encuentra principalmente en regiones elevadas de Venus, especialmente en áreas montañosas como Aphrodite Terra y Thetis Regio. Su distribución y características geométricas han sido utilizadas en estudios sobre la evolución geológica del planeta, ya que presentan una baja densidad de cráteres de impacto superpuestos, lo cual sugiere una formación en etapas relativamente recientes del desarrollo superficial de Venus.

Referencia: Venus tesserae feature layered, folded, and eroded rocks de Paul Byrne et al.

En los próximos años nuevas sondas dotadas con radares de apertura sintéticos, mejorarán el conocimiento actual de la superficie de Venus en varios órdenes de magnitud. Gracias al mapeado de la sonda Magallanes de la NASA, dos científicos planetarios de la Universidad de St. Louis en Washington (EEUU), Paul Byrne y Rebecca Hahn, publicaron en marzo de 2023 el mapa más detallado de los volcanes en la superficie de Venus, con más de 85.000 accidentes catalogados de los cuales aproximadamente el 99% tienen menos de 5km de diámetro, con la finalidad de facilitar la detección de vulcanismo activo en las observaciones de las futuras sondas que llegarán al planeta vecino. Puedes consultar el mapa y los datos del catálogo en este enlace.

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