La geología de Venus es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Venus . Dentro del Sistema Solar , es el más cercano a la Tierra y el más parecido en términos de masa, pero no tiene campo magnético ni sistema tectónico de placas reconocible . Gran parte de la superficie terrestre es lecho rocoso volcánico expuesto, algunos con capas delgadas e irregulares de tierra que lo cubren, en marcado contraste con la Tierra, la Luna y Marte . Hay algunos cráteres de impacto presentes, pero Venus es similar a la Tierra en que hay menos cráteres que en los otros planetas rocosos que están en gran parte cubiertos por ellos. Esto se debe en parte al espesor de la atmósfera venusiana que altera los pequeños impactos antes de que golpeen el suelo, pero la escasez de cráteres grandes puede deberse a la renovación de la superficie volcánica, posiblemente de naturaleza catastrófica. El vulcanismo parece ser el agente dominante del cambio geológico en Venus. Algunas de las formas del relieve volcánico parecen ser exclusivas del planeta. Existen volcanes en escudo y compuestos [ cita requerida ] similares a los que se encuentran en la Tierra, aunque estos volcanes son significativamente más pequeños que los que se encuentran en la Tierra o Marte. [1] Dado que Venus tiene aproximadamente el mismo tamaño, densidad y composición que la Tierra, es plausible que el vulcanismo pueda continuar en el planeta hoy en día, como lo demuestran estudios recientes. [2]
La mayor parte de la superficie de Venus es relativamente plana y se divide en tres unidades topográficas: tierras bajas, tierras altas y llanuras. En los primeros tiempos de la observación por radar, las tierras altas se comparaban con los continentes de la Tierra, pero las investigaciones modernas han demostrado que se trata de una superficie y que la ausencia de tectónica de placas hace que esta comparación sea engañosa. Las características tectónicas están presentes en una medida limitada, incluidos los "cinturones de deformación" lineales compuestos de pliegues y fallas. Estos pueden ser causados por la convección del manto. Muchas de las características tectónicas, como las teselas (grandes regiones de terreno muy deformado, plegadas y fracturadas en dos o tres dimensiones) y las aracnoides (esas características que se asemejan a una telaraña) están asociadas con el vulcanismo.
Las formaciones eólicas no están muy extendidas en la superficie del planeta, pero hay pruebas considerables de que la atmósfera del planeta causa la erosión química de las rocas, especialmente en las elevaciones altas. El planeta es notablemente seco, con solo un rastro químico de vapor de agua (20 ppm ) en la atmósfera venusiana . No se ven formas de relieve que indiquen agua o hielo en el pasado en las imágenes de radar de la superficie. La atmósfera muestra evidencia isotópica de haber sido despojada de elementos volátiles por desgasificación y erosión del viento solar a lo largo del tiempo, lo que implica la posibilidad de que Venus haya tenido agua líquida en algún momento del pasado distante; no se ha encontrado evidencia directa de esto. Hoy en día, continúa habiendo mucha especulación sobre la historia geológica de Venus.
La superficie de Venus no es de fácil acceso debido a su atmósfera extremadamente densa (unas 90 veces la de la Tierra) y a su temperatura superficial de 470 °C (878 °F). Gran parte de lo que se sabe sobre ella proviene de observaciones con radar orbital , ya que la superficie está permanentemente oculta en longitudes de onda visibles por la capa de nubes. Además, varios módulos de aterrizaje han enviado datos desde la superficie, incluidas imágenes.
Estudios publicados en octubre de 2023 sugieren por primera vez que Venus pudo haber tenido tectónica de placas durante la antigüedad y, como resultado, pudo haber tenido un entorno más habitable , posiblemente alguna vez capaz de albergar formas de vida . [3] [4]
La superficie de Venus es relativamente plana. Cuando el 93% de la topografía fue cartografiada por el Pioneer Venus Orbiter , los científicos descubrieron que la distancia total desde el punto más bajo hasta el punto más alto en toda la superficie era de unos 13 kilómetros (8,1 millas), aproximadamente la misma distancia vertical entre el fondo oceánico de la Tierra y las cumbres más altas del Himalaya . Esta similitud es de esperar, ya que los contrastes de elevación máximos alcanzables en un planeta están dictados en gran medida por la fuerza de la gravedad del planeta y la resistencia mecánica de su litosfera , que son similares para la Tierra y Venus. [5] : 183
Según datos de los altímetros del Pioneer Venus Orbiter , casi el 51% de la superficie se encuentra a 500 metros (1.600 pies) del radio medio de 6.052 km (3.761 mi); solo el 2% de la superficie se encuentra a elevaciones superiores a 2 kilómetros (1,2 mi) del radio medio.
El experimento altimétrico de Magallanes confirmó el carácter general del paisaje. Según los datos de Magallanes, el 80% de la topografía se encuentra a 1 km (0,62 mi) del radio medio. Las elevaciones más importantes se encuentran en las cadenas montañosas que rodean Lakshmi Planum : Maxwell Montes (11 km, 6,8 mi), Akna Montes (7 km, 4,3 mi) y Freya Montes (7 km, 4,3 mi). A pesar del paisaje relativamente plano de Venus, los datos altimétricos también encontraron grandes llanuras inclinadas. Tal es el caso del lado suroeste de Maxwell Montes, que en algunas partes parece estar inclinado unos 45°. Se registraron inclinaciones de 30° en Danu Montes y Themis Regio .
Aproximadamente el 75% de la superficie está compuesta de roca desnuda.
Según los datos del altímetro de la sonda Pioneer Venus Orbiter, respaldados por datos de Magallanes, la topografía del planeta se divide en tres provincias: tierras bajas, llanuras de deposición y tierras altas.
Esta unidad cubre aproximadamente el 10% de la superficie del planeta, con elevaciones mayores a 2 km (1,2 mi). Las provincias más grandes de las tierras altas son Aphrodite Terra , Ishtar Terra y Lada Terra , así como las regiones Beta Regio , Phoebe Regio y Themis Regio . Las regiones Alpha Regio , Bell Regio , Eistla Regio y Tholus Regio son regiones más pequeñas de las tierras altas.
Algunos de los terrenos en estas áreas son particularmente eficientes para reflejar señales de radar. [6] : p. 1 Esto es posiblemente análogo a las líneas de nieve en la Tierra y probablemente esté relacionado con las temperaturas y presiones que allí son más bajas que en las otras provincias debido a la mayor elevación, lo que permite que ocurra una mineralogía distinta. [nota 1] Se cree que las formaciones rocosas de gran altitud pueden contener o estar recubiertas por minerales que tienen constantes dieléctricas altas . [6] : 1 Los minerales de alto dieléctrico serían estables a las temperaturas ambientales en las tierras altas, pero no en las llanuras que comprenden el resto de la superficie del planeta. La pirita , un sulfuro de hierro, cumple estos criterios y se sospecha ampliamente como una posible causa; sería producida por la erosión química de las tierras altas volcánicas después de una exposición prolongada a la atmósfera venusiana que contiene azufre. [8] La presencia de pirita en Venus ha sido cuestionada, y el modelado atmosférico muestra que podría no ser estable en las condiciones atmosféricas venusianas. [9] Se han propuesto otras hipótesis para explicar la mayor reflectividad de radar en las tierras altas, incluida la presencia de un material ferroeléctrico cuya constante dieléctrica cambia con la temperatura (Venus tiene un gradiente de temperatura cambiante con la elevación). [10] Se ha observado que el carácter de las tierras altas brillantes por radar no es consistente en toda la superficie de Venus. Por ejemplo, Maxwell Montes muestra el cambio brusco, similar a una línea de nieve, en la reflectividad que es consistente con un cambio en la mineralogía, mientras que Ovda Regio muestra una tendencia ascendente de brillo más gradual. La tendencia ascendente de brillo en Ovda Regio es consistente con una firma ferroeléctrica y se ha sugerido que indica la presencia de clorapatita . [11]
Las llanuras de deposición tienen elevaciones promedio de 0 a 2 km y cubren más de la mitad de la superficie del planeta.
El resto de la superficie son tierras bajas y, en general, se encuentra por debajo de la elevación cero. Los datos de reflectividad del radar sugieren que, a escala centimétrica, estas áreas son lisas, como resultado de la gradación (acumulación de material fino erosionado de las tierras altas).
Diez naves espaciales han aterrizado con éxito en Venus y han devuelto datos; todas fueron pilotadas por la Unión Soviética . Venera 9 , 10 , 13 y 14 tenían cámaras y devolvieron imágenes de suelo y roca . Los resultados de la espectrofotometría mostraron que estas cuatro misiones levantaron nubes de polvo al aterrizar, lo que significa que algunas de las partículas de polvo deben ser más pequeñas que unos 0,02 mm. Las rocas en los cuatro sitios mostraron capas finas, algunas capas eran más reflectantes que otras. Los experimentos en rocas en los sitios Venera 13 y 14 encontraron que eran porosas y se trituraban fácilmente (soportando cargas máximas de 0,3 a 1 MPa ) [nota 2] estas rocas pueden ser sedimentos débilmente litificados o toba volcánica. [7] : 1709 La espectrometría encontró que los materiales de la superficie en los sitios de aterrizaje de Venera 9, 10, 14 y Vega 1 y 2 tenían composiciones químicas similares a los basaltos toleíticos, mientras que los sitios de Venera 8 y 13 se parecían químicamente a los basaltos alcalinos. [7] : 1707–1709
Los estudios de radar desde la Tierra permitieron identificar algunos patrones topográficos relacionados con los cráteres , y las sondas Venera 15 y Venera 16 identificaron casi 150 de esas características de probable origen por impacto. La cobertura global del Magallanes permitió posteriormente identificar casi 900 cráteres de impacto.
En comparación con Mercurio , la Luna y otros cuerpos similares, Venus tiene muy pocos cráteres. En parte, esto se debe a que la densa atmósfera de Venus quema los meteoritos más pequeños antes de que lleguen a la superficie. [14] Los datos de Venera y Magellan concuerdan: hay muy pocos cráteres de impacto con un diámetro inferior a 30 kilómetros (19 millas), y los datos de Magellan muestran la ausencia de cráteres de menos de 2 kilómetros (1,2 millas) de diámetro. Los cráteres pequeños son irregulares y aparecen en grupos, lo que indica la desaceleración y la ruptura de los impactadores. [14] Sin embargo, también hay menos cráteres grandes, y estos parecen relativamente jóvenes; rara vez están llenos de lava, lo que demuestra que se formaron después de que cesara la actividad volcánica en el área, y los datos de radar indican que son rugosos y no han tenido tiempo de erosionarse.
En comparación con la situación en cuerpos como la Luna, es más difícil determinar las edades de diferentes áreas de la superficie de Venus, sobre la base del recuento de cráteres, debido al pequeño número de cráteres disponibles. [15] Sin embargo, las características de la superficie son consistentes con una distribución completamente aleatoria, [16] lo que implica que la superficie de todo el planeta tiene aproximadamente la misma edad, o al menos que áreas muy grandes no son muy diferentes en edad del promedio.
En conjunto, estas evidencias sugieren que la superficie de Venus es geológicamente joven. La distribución de los cráteres de impacto parece ser más coherente con los modelos que prevén una renovación casi completa de la superficie del planeta. Después de este período de actividad extrema, las tasas de proceso disminuyeron y los cráteres de impacto comenzaron a acumularse, con solo modificaciones y renovaciones menores desde entonces.
Una superficie joven creada al mismo tiempo es una situación diferente a la de cualquier otro planeta terrestre.
Las estimaciones de edad basadas en el recuento de cráteres indican una superficie joven, en contraste con las superficies mucho más antiguas de Marte, Mercurio y la Luna. [nota 3] Para que esto sea así en un planeta sin reciclaje de la corteza por tectónica de placas se requiere una explicación. Una hipótesis es que Venus sufrió algún tipo de renovación global de la superficie hace unos 300 a 500 millones de años que borró la evidencia de cráteres más antiguos. [17]
Una posible explicación de este evento es que es parte de un proceso cíclico en Venus. En la Tierra, la tectónica de placas permite que el calor escape del manto por advección , el transporte de material del manto a la superficie y el retorno de la corteza antigua al manto. Pero Venus no tiene evidencia de tectónica de placas, por lo que esta teoría establece que el interior del planeta se calienta (debido a la descomposición de elementos radiactivos) hasta que el material en el manto está lo suficientemente caliente como para abrirse camino hacia la superficie. [18] El evento de resurgimiento posterior cubre la mayor parte o la totalidad del planeta con lava, hasta que el manto se enfría lo suficiente para que el proceso comience de nuevo.
La superficie de Venus está dominada por el vulcanismo . Aunque Venus es superficialmente similar a la Tierra, parece que las placas tectónicas tan activas en la geología de la Tierra no existen en Venus. Alrededor del 80% del planeta consiste en un mosaico de llanuras de lava volcánica , salpicado por más de un centenar de grandes volcanes en escudo aislados , y muchos cientos de volcanes más pequeños y construcciones volcánicas como coronas . Se cree que estas son características geológicas casi exclusivas de Venus: enormes estructuras en forma de anillo de 100 a 300 kilómetros (62 a 186 millas) de ancho y que se elevan cientos de metros sobre la superficie. El único otro lugar donde se han descubierto es en la luna de Urano, Miranda . Se cree que se forman cuando columnas de material caliente ascendente en el manto empujan la corteza hacia arriba en forma de cúpula, que luego colapsa en el centro a medida que la lava fundida se enfría y se filtra por los lados, dejando una estructura similar a una corona: la corona.
Se pueden observar diferencias en los depósitos volcánicos. En muchos casos, la actividad volcánica se localiza en una fuente fija y los depósitos se encuentran en las proximidades de esta fuente. Este tipo de vulcanismo se denomina "vulcanismo centralizado", ya que los volcanes y otras características geográficas forman regiones diferenciadas. El segundo tipo de actividad volcánica no es radial ni centralizada; los basaltos de inundación cubren amplias extensiones de la superficie, de forma similar a características como las Traps del Decán en la Tierra. Estas erupciones dan lugar a volcanes de "tipo flujo".
Los volcanes de menos de 20 kilómetros (12 millas) de diámetro son muy abundantes en Venus y pueden ser cientos de miles o incluso millones. Muchos aparecen como domos aplanados o "panqueques", que se cree que se forman de manera similar a los volcanes en escudo de la Tierra. [ cita requerida ] [nota 4] Estos volcanes con domo de panqueque son características bastante redondas que tienen menos de 1 kilómetro (0,62 millas) de altura y muchas veces esa cantidad de ancho. Es común encontrar grupos de cientos de estos volcanes en áreas llamadas campos de escudo. Los domos de Venus son entre 10 y 100 veces más grandes que los formados en la Tierra. Por lo general, se asocian con "coronas" y teselas . Se cree que los panqueques se forman por lava altamente viscosa y rica en sílice que entra en erupción bajo la alta presión atmosférica de Venus. Se cree que las cúpulas llamadas cúpulas de margen festoneado (comúnmente llamadas garrapatas porque parecen cúpulas con numerosas patas ) han sufrido eventos de desgaste masivo, como deslizamientos de tierra, en sus márgenes. A veces se pueden ver depósitos de escombros dispersos a su alrededor.
En Venus, los volcanes son principalmente del tipo escudo. [ cita requerida ] Sin embargo, la morfología de los volcanes escudo de Venus es diferente de los volcanes escudo de la Tierra. En la Tierra, los volcanes escudo pueden tener unas pocas decenas de kilómetros de ancho y hasta 10 kilómetros de altura (6,2 mi) en el caso de Mauna Kea , medidos desde el fondo del mar . En Venus, estos volcanes pueden cubrir cientos de kilómetros de área, pero son relativamente planos, con una altura promedio de 1,5 kilómetros (0,93 mi).
Otras características únicas de la superficie de Venus son las novas (redes radiales de diques o fosas tectónicas ) y las aracnoides . Una nova se forma cuando grandes cantidades de magma se extruyen sobre la superficie para formar crestas y fosas radiales que son altamente reflectantes para el radar. Estos diques forman una red simétrica alrededor del punto central donde emergió la lava, donde también puede haber una depresión causada por el colapso de la cámara de magma .
Las aracnoides se llaman así porque se parecen a una telaraña , con varios óvalos concéntricos rodeados por una red compleja de fracturas radiales similares a las de una nova. No se sabe si las aproximadamente 250 formaciones identificadas como aracnoides en realidad comparten un origen común o son el resultado de diferentes procesos geológicos.
A pesar de que Venus no parece tener un sistema tectónico de placas global como tal, la superficie del planeta muestra diversas características asociadas con la actividad tectónica local. Existen características como fallas , pliegues y volcanes que pueden estar impulsadas en gran medida por procesos en el manto.
El vulcanismo activo de Venus ha generado cadenas de montañas plegadas, valles de rift y terrenos conocidos como teselas , una palabra que significa "baldosas de suelo" en griego. Las teselas muestran los efectos de eones de compresión y deformación tensional.
A diferencia de las de la Tierra, las deformaciones en Venus están directamente relacionadas con fuerzas dinámicas regionales dentro del manto del planeta . Los estudios gravitacionales sugieren que Venus se diferencia de la Tierra en que carece de astenosfera , una capa de menor viscosidad y debilidad mecánica que permite que las placas tectónicas de la corteza terrestre se muevan. La aparente ausencia de esta capa en Venus sugiere que la deformación de la superficie venusiana debe explicarse por movimientos convectivos dentro del manto del planeta.
Las deformaciones tectónicas en Venus ocurren en una variedad de escalas, las más pequeñas de las cuales están relacionadas con fracturas o fallas lineales. En muchas áreas, estas fallas aparecen como redes de líneas paralelas. Se encuentran crestas montañosas pequeñas y discontinuas que se parecen a las de la Luna y Marte . Los efectos del tectonismo extensivo se muestran por la presencia de fallas normales , donde la corteza se ha hundido en un área en relación con la roca circundante, y fracturas superficiales. Las imágenes de radar muestran que estos tipos de deformación se concentran en cinturones ubicados en las zonas ecuatoriales y en altas latitudes meridionales . Estos cinturones tienen cientos de kilómetros de ancho y parecen interconectarse a lo largo de todo el planeta, formando una red global asociada con la distribución de volcanes.
Las grietas de Venus, formadas por la expansión de la litosfera , son grupos de depresiones de decenas a cientos de metros de ancho y que se extienden hasta 1.000 km (620 mi) de longitud. Las grietas están asociadas principalmente con grandes elevaciones volcánicas en forma de domos, como los de Beta Regio , Atla Regio y la parte occidental de Eistla Regio . Estas tierras altas parecen ser el resultado de enormes columnas de manto (corrientes ascendentes de magma) que han causado elevación, fracturamiento, fallas y vulcanismo.
La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra , se formó por procesos de compresión, expansión y movimiento lateral. Otro tipo de accidente geográfico, que se encuentra en las tierras bajas, consiste en cinturones de crestas elevados varios metros sobre la superficie, de cientos de kilómetros de ancho y miles de kilómetros de largo. Existen dos concentraciones principales de estos cinturones: uno en Lavinia Planitia cerca del polo sur, y el segundo adyacente a Atalanta Planitia cerca del polo norte.
Las teselas se encuentran principalmente en Aphrodite Terra , Alpha Regio , Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra ( Fortuna Tessera ). Estas regiones contienen la superposición e intersección de fosas tectónicas de diferentes unidades geológicas, lo que indica que se trata de las partes más antiguas del planeta. Alguna vez se pensó que las teselas eran continentes asociados a placas tectónicas como las de la Tierra; en realidad probablemente sean el resultado de inundaciones de lava basáltica formando grandes llanuras, que luego fueron sometidas a una intensa fracturación tectónica. [7]
Sin embargo, los estudios publicados el 26 de octubre de 2023 sugieren que Venus, por primera vez, pudo haber tenido tectónica de placas durante la antigüedad. Como resultado, Venus pudo haber tenido un entorno más habitable y posiblemente alguna vez capaz de albergar formas de vida . [3] [4]
La corteza de Venus parece tener un espesor promedio de 20 a 25 kilómetros (12 a 16 millas), y estar compuesta de rocas de silicato máfico . [19] El manto de Venus tiene aproximadamente 2840 kilómetros (1760 millas) de espesor, su composición química es probablemente similar a la de las condritas . [7] : 1729 Dado que Venus es un planeta terrestre , se presume que tiene un núcleo, hecho de hierro semisólido y níquel con un radio de aproximadamente 3000 kilómetros (1900 millas). [ cita requerida ]
La falta de datos sísmicos de Venus limita severamente lo que se puede saber con certeza sobre la estructura del manto del planeta, pero los modelos del manto de la Tierra se han modificado para hacer predicciones. Se espera que el manto superior, de unos 70 a 480 kilómetros (43 a 298 millas) de profundidad, esté compuesto principalmente del mineral olivino . Al descender a través del manto, la composición química permanece en gran parte igual, pero en algún lugar entre aproximadamente 480 y 760 kilómetros (300 y 470 millas), la presión creciente hace que la estructura cristalina del olivino cambie a la estructura más densa de la espinela . Otra transición ocurre entre 760 y 1000 kilómetros (470 y 620 millas) de profundidad, donde el material adquiere las estructuras cristalinas progresivamente más compactas de ilmenita y perovskita , y gradualmente se vuelve más parecido a la perovskita hasta que se alcanza el límite del núcleo. [7] : 1729–1730
Venus es similar a la Tierra en tamaño y densidad, y probablemente también en composición, pero no tiene un campo magnético significativo . [7] : 1729–1730 El campo magnético de la Tierra es producido por lo que se conoce como el dinamo del núcleo , que consiste en un líquido conductor de electricidad, el núcleo externo de níquel-hierro que gira y está en convección . Se espera que Venus tenga un núcleo conductor de electricidad de composición similar, y aunque su período de rotación es muy largo (243,7 días terrestres), las simulaciones muestran que esto es adecuado para producir un dinamo. [20] Esto implica que Venus carece de convección en su núcleo externo. La convección ocurre cuando hay una gran diferencia de temperatura entre la parte interna y externa del núcleo, pero como Venus no tiene tectónica de placas para liberar calor del manto, es posible que la convección del núcleo externo esté siendo suprimida por un manto cálido. También es posible que Venus carezca de un núcleo interno sólido por la misma razón, si el núcleo está demasiado caliente o no está bajo suficiente presión para permitir que el níquel-hierro fundido se congele allí. [7] : 1730 [nota 5]
Los flujos de lava de Venus suelen ser mucho más grandes que los de la Tierra, de hasta varios cientos de kilómetros de largo y decenas de kilómetros de ancho. Todavía se desconoce por qué estos campos de lava o flujos lobulados alcanzan tales tamaños, pero se sugiere que son el resultado de erupciones muy grandes de lava basáltica de baja viscosidad que se extienden para formar llanuras amplias y planas. [7]
En la Tierra, se conocen dos tipos de lava basáltica: ʻaʻa y pāhoehoe . La lava ʻAʻa presenta una textura rugosa en forma de bloques rotos ( clinkers ). La lava Pāhoehoe se reconoce por su apariencia almohadada o fibrosa. Las superficies rugosas aparecen brillantes en las imágenes de radar, que se pueden utilizar para determinar las diferencias entre las lavas ʻaʻa y pāhoehoe. Estas variaciones también pueden reflejar diferencias en la edad y conservación de la lava. Los canales y tubos de lava (canales que se han enfriado y sobre los cuales se ha formado una cúpula) son muy comunes en Venus. Dos astrónomos planetarios de la Universidad de Wollongong en Australia, el Dr. Graeme Melville y el Prof. Bill Zealey, investigaron estos tubos de lava, utilizando datos proporcionados por la NASA, durante varios años y concluyeron que estaban muy extendidos y eran hasta diez veces más grandes que los de la Tierra. Melville y Zealey dijeron que el tamaño gigantesco de los tubos de lava de Venus (decenas de metros de ancho y cientos de kilómetros de largo) puede explicarse por los flujos de lava muy fluidos junto con las altas temperaturas de Venus, lo que permite que la lava se enfríe lentamente.
En su mayor parte, los campos de lava están asociados a volcanes. Los volcanes centrales están rodeados por extensos flujos que forman el núcleo del volcán. También están relacionados con cráteres de fisuras, coronas , densos grupos de domos volcánicos , conos , pozos y canales.
Gracias a Magallanes , se han identificado más de 200 canales y complejos de valles. Los canales se clasificaron como simples, complejos o compuestos. Los canales simples se caracterizan por un único canal principal largo. Esta categoría incluye riachuelos similares a los que se encuentran en la Luna , y un nuevo tipo, llamado canali , que consiste en canales largos y diferenciados que mantienen su ancho a lo largo de todo su curso. El canal más largo de este tipo identificado ( Baltis Vallis ) tiene una longitud de más de 6.800 kilómetros (4.200 millas), aproximadamente una sexta parte de la circunferencia del planeta.
Los canales complejos incluyen redes anastomosadas , además de redes de distribución. Este tipo de canal se ha observado en asociación con varios cráteres de impacto e importantes inundaciones de lava relacionadas con grandes campos de flujo de lava. Los canales compuestos están formados por segmentos simples y complejos. El más grande de estos canales muestra una red anastomosada y colinas modificadas similares a las presentes en Marte .
Aunque la forma de estos canales sugiere claramente la erosión por fluidos, no hay pruebas de que se formaran por agua. De hecho, no hay pruebas de que hubiera agua en ningún lugar de Venus en los últimos 600 millones de años. Si bien la teoría más popular sobre la formación de los canales es que son el resultado de la erosión térmica por lava, existen otras hipótesis, incluida la de que se formaron por fluidos calientes formados y expulsados durante los impactos.
El agua líquida y el hielo son inexistentes en Venus, y por lo tanto el único agente de erosión física que se puede encontrar (aparte de la erosión térmica por flujos de lava) es el viento. Los experimentos en túneles de viento han demostrado que la densidad de la atmósfera permite el transporte de sedimentos incluso con una pequeña brisa. [21] Por lo tanto, la aparente rareza de las formas terrestres eólicas debe tener alguna otra causa. [22] Esto implica que las partículas transportables del tamaño de la arena son relativamente escasas en el planeta; lo que sería el resultado de tasas muy lentas de erosión mecánica. [23] : p. 112 El proceso que es más importante para la producción de sedimentos en Venus puede ser los eventos de impacto que forman cráteres , lo que se ve reforzado por la aparente asociación entre cráteres de impacto y formas terrestres eólicas a sotavento. [24] [25] [26]
Este proceso se manifiesta en los materiales expulsados de los cráteres de impacto sobre la superficie de Venus. El material expulsado durante el impacto de un meteorito es elevado a la atmósfera, donde los vientos lo transportan hacia el oeste. A medida que el material se deposita en la superficie, forma patrones con forma de parábola . Este tipo de depósitos pueden establecerse sobre diversas formaciones geológicas o flujos de lava. Por lo tanto, estos depósitos son las estructuras más jóvenes del planeta. Las imágenes del Magallanes revelan la existencia de más de 60 de estos depósitos con forma de parábola que están asociados a impactos de cráteres.
El material de eyección, transportado por el viento, es responsable del proceso de renovación de la superficie a velocidades, según las mediciones de los sondeos de Venera , de aproximadamente un metro por segundo. Dada la densidad de la atmósfera inferior de Venus, los vientos son más que suficientes para provocar la erosión de la superficie y el transporte de material de grano fino. En las regiones cubiertas por depósitos de eyección se pueden encontrar líneas de viento, dunas y yardangs . Las líneas de viento se forman cuando el viento sopla material de eyección y ceniza volcánica, depositándolo sobre obstáculos topográficos como domos. Como consecuencia, los lados de sotavento de los domos están expuestos al impacto de pequeños granos que eliminan la capa superficial. Tales procesos exponen el material subyacente, que tiene una rugosidad diferente, y por lo tanto características diferentes bajo el radar, en comparación con el sedimento formado.
Las dunas se forman por la deposición de partículas del tamaño de granos de arena y con formas onduladas. Los yardangs se forman cuando el material transportado por el viento talla los frágiles depósitos y produce surcos profundos.
Los patrones lineales de viento asociados a los cráteres de impacto siguen una trayectoria en dirección al ecuador. Esta tendencia sugiere la presencia de un sistema de circulación de células de Hadley entre latitudes medias y el ecuador. Los datos del radar Magellan confirman la existencia de fuertes vientos que soplan hacia el este en la superficie superior de Venus, y vientos meridionales en la superficie.
La erosión química y mecánica de los antiguos flujos de lava se debe a las reacciones de la superficie con la atmósfera en presencia de dióxido de carbono y dióxido de azufre (véase el ciclo de carbonatos y silicatos para más detalles). Estos dos gases son el primero y el tercer gas más abundante del planeta, respectivamente; el segundo gas más abundante es el nitrógeno inerte . Las reacciones probablemente incluyen el deterioro de los silicatos por el dióxido de carbono para producir carbonatos y cuarzo , así como el deterioro de los silicatos por el dióxido de azufre para producir sulfato de calcio anhidro y cuarzo.
El Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y otros han postulado que Venus puede haber tenido un océano poco profundo en el pasado durante hasta 2 mil millones de años, [27] [28] [29] [30] [31] con tanta agua como la Tierra. [32] Dependiendo de los parámetros utilizados en su modelo teórico, la última agua líquida podría haberse evaporado tan recientemente como hace 715 millones de años. [29] Actualmente, la única agua conocida en Venus está en forma de una pequeña cantidad de vapor atmosférico (20 ppm ). [7] [33] El hidrógeno , un componente del agua, todavía se está perdiendo en el espacio hoy en día como lo detectó la nave espacial Venus Express de la ESA . [32]