La superficie de Venus está dominada por características geológicas que incluyen volcanes, grandes cráteres de impacto y formas de relieve de erosión y sedimentación eólica . Venus tiene una topografía que refleja su única y fuerte placa cortical, con una distribución de elevación unimodal (más del 90% de la superficie se encuentra dentro de una elevación de -1,0 y 2,5 km) [1] que preserva las estructuras geológicas durante largos períodos de tiempo. Los estudios de la superficie de Venus se basan en imágenes, radar y datos de altimetría recopilados de varias sondas espaciales exploratorias , particularmente Magallanes , desde 1961 (ver Exploración de Venus ). A pesar de sus similitudes con la Tierra en tamaño, masa, densidad y posiblemente composición, Venus tiene una geología única que es diferente a la de la Tierra. Aunque mucho más antigua que la de la Tierra, la superficie de Venus es relativamente joven en comparación con otros planetas terrestres (<500 millones de años), posiblemente debido a un evento de resurgimiento a escala global que enterró gran parte del registro rocoso anterior. [2] Se cree que Venus tiene aproximadamente la misma composición elemental en masa que la Tierra, debido a las similitudes físicas, pero se desconoce la composición exacta. Las condiciones de la superficie de Venus son más extremas que en la Tierra, con temperaturas que van desde los 453 a los 473 °C y presiones de 95 bares. [3] Venus carece de agua, lo que hace que la roca de la corteza sea más fuerte y ayuda a preservar las características de la superficie. Las características observadas proporcionan evidencia de los procesos geológicos en funcionamiento. Hasta ahora se han categorizado veinte tipos de características. Estas clases incluyen características locales, como cráteres, coronas y undae, así como características a escala regional, como planitiae, plana y tesserae. [4]
Las llanuras son grandes áreas de topografía relativamente plana en Venus que se forman a diferentes elevaciones. Las llanuras con elevaciones dentro de 1-3 km del datum se conocen como llanuras de tierras bajas, o planitiae , y las que están por encima se denominan llanuras de tierras altas, o plana . [4] Las llanuras cubren el 80% de la superficie de Venus y, a diferencia de las que se ven en otros planetas de silicato, están muy falladas o fracturadas en toda su extensión. Estructuralmente, estas llanuras contienen características como crestas arrugadas, fosas tectónicas ( fossa y linea ), fracturas, escarpes ( rupes ), depresiones, colinas ( collis ) y diques tanto a escala local como regional. [5] Las llanuras a menudo contienen patrones de flujo visibles, lo que indica una fuente de flujos de lava volcánica. Los campos de flujo de lava más pronunciados se denominan fluctūs . La presencia de patrones de flujo superficial, junto con valles transversales, ha dado lugar a la hipótesis de que estas llanuras probablemente se formaron por flujos de lava globales en una escala de tiempo corta y posteriormente estuvieron expuestas a tensiones de compresión y extensión. [6] Estructuralmente, las llanuras a menudo se deforman en cinturones de crestas ( dorsas ) o fracturas ( lineas ) de diversa orientación y morfología.
La superficie de Venus contiene más de 200 sistemas de canales y valles con nombre que se asemejan a los ríos terrestres. Estos canales varían en longitud y anchura y se encuentran comúnmente en las regiones planas del planeta. La longitud y anchura de los canales varía desde la resolución mínima de las imágenes de Magallanes hasta más de 6800 km de largo ( Baltis Vallis ) y hasta 30 km de ancho. Su distribución global no es uniforme y tiende a concentrarse alrededor de la región ecuatorial, cerca de estructuras volcánicas. Los valles venusianos también muestran características de flujos, como diques en los márgenes y estrechamientos y hundimientos aguas abajo. Los canales tampoco contienen afluentes, a pesar de su gran escala. Sin embargo, debido a la alta temperatura de la superficie de Venus, el agua líquida es inestable, lo que dificulta su comparación con los ríos terrestres. Estas características son similares a los flujos de lava en otros planetas terrestres, lo que ha llevado a la conclusión de que estos valles probablemente se formaron a partir de flujos volcánicos. Esto también lo sugiere la evidencia de flujos de lava enfriados que llenan los valles. [7] Los canales probablemente se formaron en escalas de tiempo muy cortas (1 a 100 años), lo que indica un movimiento y erosión muy rápidos de las lavas. [6] Los canales venusianos se clasifican por morfología e incluyen tres tipos: simples, complejos y compuestos. [8]
En Venus se han identificado más de 1.100 estructuras volcánicas de más de 20 km de diámetro, y se supone que el número de estructuras más pequeñas probablemente sea mucho mayor. Estas estructuras incluyen grandes edificios volcánicos, campos de volcanes en escudo y calderas individuales. Cada una de estas estructuras representa un centro de erupción de magma extrusivo y las diferencias en la cantidad de magma liberado, la profundidad de la cámara de magma y la tasa de reposición de magma afectan la morfología del volcán. En comparación con la Tierra, el número de zonas volcánicas preservadas es asombroso, y esto se basa en la fuerte corteza de Venus debido a la falta de agua. Los centros volcánicos en Venus no están distribuidos de manera uniforme, ya que más de la mitad de los centros se encuentran en y alrededor de la región Beta-Atla-Themis, que cubre <30% de la superficie del planeta. Estos tienden a ocurrir en altitudes medias y altas, donde el rifting y la extensión son comunes, y señalan afloramientos del manto a la superficie. [9] Los centros volcánicos de Venus se caracterizan en dos categorías principales según la capacidad o incapacidad de crear un depósito de magma poco profundo: grandes flujos que se originan en un solo edificio o regiones extensas con muchos sitios de erupción pequeños agrupados. [10]
Las coronas son estructuras circulares de gran tamaño con fracturas concéntricas a su alrededor que resultan de la surgencia del manto seguida de un colapso extensional. Dado que se han observado muchas secuencias de surgencia y colapso como coronas estructuralmente diferentes en la superficie de Venus, todas las coronas parecen compartir una secuencia de vulcanismo intenso como resultado de la surgencia, el ascenso topográfico, la deformación tectónica, el hundimiento debido al colapso gravitacional y el vulcanismo continuo. Las coronas de Venus difieren en la ubicación del levantamiento topográfico y se han caracterizado como tales. El levantamiento topográfico puede ocurrir en la depresión, el borde, el borde exterior o una combinación de estas ubicaciones. Una corona en colapso junto con el estrés extensional puede resultar en una ruptura, creando una región de chasmata . [9] [11]
Los grandes campos de flujo de lava se describen como lava de tipo inundación que se puede ver en los campos fluctus. Se trata de regiones inundadas con muchos flujos volcánicos de baja viscosidad de una única fuente que cubre el área en un campo de flujo continuo. Algunos flujos pueden estar distribuidos radialmente alrededor de un volcán de coronas como una plataforma, tener forma de abanico o ser subparalelos en su orientación. Los grandes campos de flujo pueden provenir de grandes volcanes, calderas, estructuras de rift o campos de volcanes en escudo y a menudo están asociados con entornos extensionales. [9] [10]
Las elevaciones topográficas son áreas con forma de cúpula de alta topografía que resultan de procesos volcánicos y tectónicos. Estas áreas varían de 1 a 4 km por encima del nivel del terreno y de 1000 a 3000 km de ancho. [9] [10] Estas elevaciones están asociadas con anomalías de alta densidad, que indican una fuente de columnas del manto debajo de la corteza que deforman y elevan la región. De las elevaciones topográficas en Venus, se han identificado tres tipos en función de su morfología tectónica o volcánica dominante: dominadas por volcanes, dominadas por rifts y dominadas por coronas. Las elevaciones dominadas por volcanes, como Bell Regio , tienen volcanes en la cima de la elevación topográfica. Las elevaciones dominadas por rifts se elevan por rifting y adelgazamiento de la litosfera e incluyen Beta Regio y el Theia Mons suprayacente . En una elevación dominada por coronas, la elevación es causada por el colapso gravitacional y la extensión de una cámara de magma, e incluye Themis Regio . [9]
Las teselas son una característica exclusiva de Venus y se caracterizan por ser regiones del tamaño de un continente de alta topografía (1 a >5 km por encima del nivel del mar) que están muy deformadas, a menudo con patrones complejos de crestas. Estas áreas se forman por la intersección de al menos dos componentes estructurales. Las teselas se clasifican en función de sus componentes estructurales. Tipos de teselas [12] Los ejemplos incluyen Ishtar Terra y Aphrodite Terra . Las teselas se consideran las características de la superficie más antiguas de Venus debido a su extensa deformación, y pueden reflejar las condiciones en Venus antes de un evento de resurgimiento global. [12] Algunas de las crestas que se encuentran en los terrenos de teselas, particularmente en Ishtar Terra, forman grandes cinturones de montañas (o mons ). A lo largo de las latitudes ecuatoriales y meridionales, las teselas se etiquetan como regiones , mientras que las de las latitudes septentrionales se etiquetan como tessera . [4]
Los cráteres de impacto son depresiones de forma aproximadamente circular en la superficie de un planeta debido a impactos de alta velocidad con cuerpos extraterrestres. La superficie de Venus contiene casi 1000 cráteres de impacto. Sin embargo, a diferencia de algunos planetas de nuestro sistema, la espesa atmósfera de Venus crea un fuerte escudo que desacelera, aplana y puede fracturar los proyectiles entrantes. La superficie venusiana está desprovista de cráteres pequeños (≤30–50 km de tamaño) debido al efecto que tiene la atmósfera sobre los cuerpos pequeños. Dependiendo del ángulo de impacto, la velocidad, el tamaño y la fuerza del cuerpo que se aproxima, la atmósfera puede desgarrar y aplastar el proyectil, esencialmente derritiéndolo en el aire. Esta es una observación importante para los estudios de la superficie de Venus, ya que los cráteres se utilizan para determinar las edades relativas y para aproximar las edades absolutas de las características de la superficie. [13]
Los cráteres de Venus se mantienen en perfectas condiciones, lo que facilita su clasificación y la mecánica de impacto. Los proyectiles pequeños se queman en la atmósfera y los que llegan a la superficie se rompen en pedazos más pequeños, creando grupos de cráteres de impacto de apariencia similar a los cráteres lunares circulares. A medida que aumenta el tamaño de los cráteres, la probabilidad de ruptura en la atmósfera disminuye y los cráteres de impacto se vuelven más circulares con picos centrales debido al rebote isostático de la corteza. La atmósfera puede aplanar y ralentizar los meteoroides más grandes hasta la velocidad terminal y hacer que exploten en el impacto o cerca de la superficie, cubriendo la región de escombros. La onda expansiva de estas explosiones puede aplanar el área circundante durante varios kilómetros. Los impactos grandes crean conos de excavación parabólicos y flujos de escombros similares a la lava. [14]
Imágenes recientes de Magallanes muestran más de 6.000 accidentes geográficos eólicos , incluidas dunas (o undae ), estelas de viento y yardangs . Los undae y los yardangs tienen análogos directos en la Tierra y el proceso que los crea aquí se puede aplicar a los que se ven en Venus. Se han identificado grandes campos de dunas en la superficie y las dunas varían en tamaño desde metros hasta cientos de metros. De manera similar, pueden existir campos de yardang en lugares como el cráter Mead . [4] Las estelas de viento son vetas lineales paralelas que se forman a medida que los vientos predominantes erosionan la geología de la superficie. Estas características ilustran el efecto erosivo que tiene la atmósfera sobre la superficie de Venus. [15]
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