La geología de Venus es el estudio científico de la superficie, corteza e interior del planeta Venus . Dentro del Sistema Solar , es el más cercano a la Tierra y el más parecido a ella en términos de masa, pero no tiene campo magnético ni sistema tectónico de placas reconocible . Gran parte de la superficie del suelo es lecho de roca volcánica expuesta, algunas con capas delgadas y desiguales de suelo, en marcado contraste con la Tierra, la Luna y Marte . Hay algunos cráteres de impacto, pero Venus es similar a la Tierra en que hay menos cráteres que en otros planetas rocosos que están en gran parte cubiertos por ellos. Esto se debe en parte a que el espesor de la atmósfera venusina interrumpe los pequeños impactos antes de que golpeen el suelo, pero la escasez de grandes cráteres puede deberse a la reaparición de la superficie volcánica, posiblemente de naturaleza catastrófica. El vulcanismo parece ser el agente dominante del cambio geológico en Venus. Algunas de las formas volcánicas parecen ser exclusivas del planeta. Hay volcanes en escudo y compuestos [ cita necesaria ] similares a los que se encuentran en la Tierra, aunque estos volcanes son significativamente más cortos 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 posible que el vulcanismo continúe en el planeta hoy en día, como lo demuestran estudios recientes. [2]
La mayor parte de la superficie de Venus es relativamente plana; se divide en tres unidades topográficas: tierras bajas, tierras altas y llanuras. En los primeros días de la observación por radar, las tierras altas se comparaban con los continentes de la Tierra, pero la investigación moderna ha demostrado que esto es superficial y la ausencia de placas tectónicas hace que esta comparación sea engañosa. Las características tectónicas están presentes de forma limitada, incluidos "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 los aracnoides (aquellas características que se asemejan a una tela de araña) están asociadas con el vulcanismo.
Los accidentes geográficos eólicos no están muy extendidos en la superficie del planeta, pero hay pruebas considerables de que la atmósfera del planeta provoca la erosión química de las rocas, especialmente en elevaciones elevadas. El planeta es notablemente seco, con sólo un rastro químico de vapor de agua (20 ppm ) en la atmósfera venusiana . En las imágenes de radar de la superficie no se ven accidentes geográficos que indiquen presencia de agua o hielo en el pasado. La atmósfera muestra evidencia isotópica de haber sido despojada de elementos volátiles por la liberación de gases y la 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 mucha especulación sobre la historia geológica de Venus.
La superficie de Venus no es fácilmente accesible debido a la atmósfera extremadamente espesa (unas 90 veces la de la Tierra) y la temperatura superficial de 470 °C (878 °F). Gran parte de lo que se sabe sobre ella proviene de observaciones de radar orbital , porque la superficie está permanentemente oscurecida en longitudes de onda visibles por la capa de nubes. Además, varios módulos de aterrizaje han devuelto datos de la superficie, incluidas imágenes.
Los estudios informados en octubre de 2023 sugieren por primera vez que Venus pudo haber tenido placas tectónicas 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 comparativamente plana. Cuando el Pioneer Venus Orbiter cartografió el 93% de la topografía , los científicos descubrieron que la distancia total desde el punto más bajo hasta el punto más alto de toda la superficie era de unos 13 kilómetros (8,1 millas), aproximadamente la misma que la distancia vertical entre los planetas de la Tierra. fondo del océano 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 fuerza mecánica de su litosfera ; estos 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 dentro de los 500 metros (1.600 pies) del radio medio de 6.052 km (3.761 millas); sólo el 2% de la superficie se encuentra en elevaciones superiores a 2 kilómetros (1,2 millas) del radio medio.
El experimento de altimetría de Magallanes confirmó el carácter general del paisaje. Según los datos de Magallanes, el 80% de la topografía se encuentra dentro de 1 km (0,62 millas) del radio medio. Las elevaciones más importantes se encuentran en las cadenas montañosas que rodean Lakshmi Planum : Maxwell Montes (11 km, 6,8 millas), Akna Montes (7 km, 4,3 millas) y Freya Montes (7 km, 4,3 millas). 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 tener una inclinación de 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 los 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 superiores a 2 km (1,2 millas). 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 tierras altas.
Parte del terreno en estas áreas es particularmente eficiente para reflejar señales de radar. [6] : pág. 1 Esto posiblemente sea análogo a las líneas de nieve en la Tierra y probablemente esté relacionado con temperaturas y presiones más bajas que en otras provincias debido a la mayor elevación, lo que permite que se produzca una mineralogía distinta. [nota 1] Se cree que las formaciones rocosas de gran elevación pueden contener o estar recubiertas por minerales que tienen constantes dieléctricas altas . [6] : 1 Los minerales de alto dieléctrico serían estables a la temperatura ambiente en las tierras altas, pero no en las llanuras que comprenden el resto de la superficie del planeta. La pirita , un sulfuro de hierro, coincide con estos criterios y se sospecha ampliamente como posible causa; Se produciría por la erosión química de las tierras altas volcánicas después de una exposición prolongada a la atmósfera venusina que contiene azufre. [8] La presencia de pirita en Venus ha sido cuestionada, y los modelos atmosféricos muestran que podría no ser estable en las condiciones atmosféricas de Venus. [9] Se han propuesto otras hipótesis para explicar la mayor reflectividad del radar en las tierras altas, incluida la presencia de un material ferroeléctrico cuya constante dieléctrica cambia con la temperatura (y 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 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 generalmente se encuentran por debajo de cero elevación. Los datos de reflectividad del radar sugieren que a escala de centímetros estas áreas son suaves, como resultado de la gradación (acumulación de material fino erosionado de las tierras altas).
Diez naves espaciales aterrizaron con éxito en Venus y enviaron datos; todos fueron volados 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 aproximadamente 0,02 mm. Las rocas en los cuatro sitios mostraron capas finas, algunas capas eran más reflectantes que otras. Los experimentos con rocas en los sitios Venera 13 y 14 encontraron que eran porosas y fácilmente triturables (soportaban 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 Venera 9, 10, 14 y Vega 1 y 2 tenían composiciones químicas similares a los basaltos toleíticos, mientras que los sitios Venera 8 y 13 se parecían químicamente a los basaltos alcalinos. [7] : 1707-1709
Los estudios de radar terrestres permitieron identificar algunos patrones topográficos relacionados con los cráteres , y las sondas Venera 15 y Venera 16 identificaron casi 150 de estas características de probable origen de impacto. Posteriormente, la cobertura global de Magallanes permitió identificar cerca de 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 golpeen la superficie. [14] Los datos de Venera y Magallanes están de acuerdo: hay muy pocos cráteres de impacto con un diámetro inferior a 30 kilómetros (19 millas), y los datos de Magallanes muestran la ausencia de cráteres de menos de 2 kilómetros (1,2 millas) de diámetro. . Los pequeños cráteres 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 parecen relativamente jóvenes; rara vez están llenos de lava, lo que demuestra que se formaron después de que cesó la actividad volcánica en el área, y los datos del radar indican que son rugosos y no han tenido tiempo de ser erosionados.
En comparación con la situación en cuerpos como la Luna, en Venus es más difícil determinar las edades de diferentes áreas de la superficie, basándose en el número 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 tienen una edad muy diferente del promedio.
En conjunto, esta evidencia sugiere que la superficie de Venus es geológicamente joven. La distribución de los cráteres de impacto parece ser más consistente con los modelos que exigen una repavimentación casi completa del planeta. Después de este período de actividad extrema, las tasas de proceso disminuyeron y los cráteres de impacto comenzaron a acumularse, con sólo modificaciones menores y repavimentación 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 este sea el caso en un planeta sin reciclaje de la corteza mediante la tectónica de placas requiere una explicación. Una hipótesis es que Venus experimentó algún tipo de resurgimiento global hace unos 300 a 500 millones de años que borró la evidencia de cráteres más antiguos. [17]
Una posible explicación para este evento es que sea 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 del material del manto a la superficie y el regreso de la corteza vieja al manto. Pero Venus no tiene evidencia de tectónica de placas, por lo que esta teoría afirma que el interior del planeta se calienta (debido a la desintegración de elementos radiactivos) hasta que el material del 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 como 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. Aproximadamente el 80% del planeta está formado por un mosaico de llanuras de lava volcánica , salpicadas de más de cien grandes volcanes en escudo aislados y muchos cientos de volcanes más pequeños y construcciones volcánicas como coronas . Se trata de características geológicas que se cree que son 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 Miranda de Urano . Se cree que se forman cuando columnas de material caliente que se elevan 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 en forma de corona: la corona.
Se pueden ver diferencias en los depósitos volcánicos. En muchos casos, la actividad volcánica se localiza en una fuente fija y se encuentran depósitos en las proximidades de esta fuente. Este tipo de vulcanismo se denomina "vulcanismo centralizado", ya que los volcanes y otras características geográficas forman regiones distintas. El segundo tipo de actividad volcánica no es radial ni centralizada; Los basaltos de inundación cubren amplias extensiones de la superficie, similares a características como las trampas del Deccan en la Tierra. Estas erupciones dan como resultado volcanes de "tipo flujo".
Los volcanes de menos de 20 kilómetros (12 millas) de diámetro son muy abundantes en Venus y pueden sumar cientos de miles o incluso millones. Muchos aparecen como cúpulas aplanadas o "panqueques", que se cree que se formaron de manera similar a los volcanes en escudo de la Tierra. [ cita necesaria ] [nota 4] Estos volcanes con cúpula en forma de panqueque son características bastante redondas que tienen menos de 1 kilómetro (0,62 millas) de altura y muchas veces más de ancho. Es común encontrar grupos de cientos de estos volcanes en zonas llamadas campos de escudo. Las cúpulas de Venus son entre 10 y 100 veces más grandes que las formadas en la Tierra. Suelen estar asociados a "coronas" y teselas . Se cree que los panqueques están formados por lava altamente viscosa y rica en sílice que hace 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. En ocasiones se pueden ver depósitos de escombros esparcidos a su alrededor.
En Venus, los volcanes son principalmente del tipo escudo. [ cita necesaria ] Sin embargo, la morfología de los volcanes en escudo de Venus es diferente a la de los volcanes en escudo de la Tierra. En la Tierra, los volcanes en escudo pueden tener unas pocas decenas de kilómetros de ancho y hasta 10 kilómetros de alto (6,2 millas) en el caso de Mauna Kea , medidos desde el fondo del mar . En Venus, estos volcanes pueden cubrir cientos de kilómetros de superficie, pero son relativamente planos, con una altura promedio de 1,5 kilómetros (0,93 millas).
Otras características singulares de la superficie de Venus son las novas (redes radiales de diques o grabens ) y los aracnoides . Una nova se forma cuando grandes cantidades de magma se expulsan a la superficie para formar crestas y trincheras radiantes 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 provocada por el colapso de la cámara de magma .
Los aracnoides reciben este nombre porque se asemejan a una telaraña , presentando varios óvalos concéntricos rodeados por una compleja red de fracturas radiales similares a las de una nova. No se sabe si las aproximadamente 250 características identificadas como aracnoides en realidad comparten un origen común o son el resultado de diferentes procesos geológicos.
A pesar de que Venus parece no tener un sistema tectónico de placas global como tal, la superficie del planeta muestra varias características asociadas con la actividad tectónica local. Características como fallas , pliegues y volcanes están presentes allí y pueden deberse en gran medida a procesos en el manto.
El vulcanismo activo de Venus ha generado cadenas de montañas plegadas, valles de fisuras y terrenos conocidos como teselas , palabra que significa "baldosas" en griego. Las teselas exhiben 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 lineales o fallas. En muchas zonas 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 extenso se muestran por la presencia de fallas normales , donde la corteza se ha hundido en un área con respecto a la roca circundante, y fracturas superficiales. Las imágenes de radar muestran que estos tipos de deformaciones se concentran en cinturones ubicados en las zonas ecuatoriales y en las altas latitudes del sur . Estos cinturones tienen cientos de kilómetros de ancho y parecen interconectarse en todo el planeta, formando una red global asociada con la distribución de los volcanes.
Las fisuras de Venus, formadas por la expansión de la litosfera , son grupos de depresiones de decenas a cientos de metros de ancho y se extienden hasta 1.000 km (620 millas) de longitud. Las fisuras están asociadas principalmente con grandes elevaciones volcánicas en forma de cúpulas, como las 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 provocado elevación, fracturas, fallas y vulcanismo.
La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra , se formó mediante 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: una en Lavinia Planitia, cerca del polo sur, y la segunda 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 grabens 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 que formaron grandes llanuras, que luego fueron sometidas a una intensa fractura tectónica. [7]
No obstante, los estudios publicados el 26 de octubre de 2023 sugieren que Venus, por primera vez, pudo haber tenido placas tectónicas en 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 está compuesta de rocas de silicato máfico . [19] El manto de Venus tiene aproximadamente 2.840 kilómetros (1.760 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 3.000 kilómetros (1.900 millas). [ cita necesaria ]
La falta de disponibilidad de datos sísmicos de Venus limita severamente lo que se puede saber definitivamente sobre la estructura del manto del planeta, pero los modelos del manto de la Tierra han sido modificados para hacer predicciones. Se espera que el manto superior, de aproximadamente 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 sigue siendo prácticamente la misma, pero en algún lugar entre 480 y 760 kilómetros (300 y 470 millas), el aumento de presión 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 estructuras cristalinas progresivamente más compactas de ilmenita y perovskita , y gradualmente se parece más 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 su composición global, pero no tiene un campo magnético significativo . [7] : 1729-1730 El campo magnético de la Tierra es producido por lo que se conoce como la dinamo del núcleo , que consiste en un líquido eléctricamente conductor, el núcleo externo de níquel-hierro que gira y está convectivo . 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 es suficiente para producir una 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 placas tectónicas 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 en Venus suelen ser mucho más grandes que los de la Tierra, hasta varios cientos de kilómetros de largo y decenas de kilómetros de ancho. Aún 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 anchas 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 pahoehoe se reconoce por su apariencia algodonosa o viscosa. Las superficies rugosas aparecen brillantes en las imágenes de radar, que pueden usarse 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 gigantesco tamaño de los tubos de lava venusinos (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 en Venus, que permiten que la lava se enfríe lentamente.
En su mayor parte, los campos de lava están asociados con volcanes. Los volcanes centrales están rodeados por extensos flujos que forman el núcleo del volcán. También se les relaciona con cráteres de fisuras, coronas , densos cúmulos 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 en simples, complejos o compuestos. Los canales simples se caracterizan por tener un único canal principal largo. Esta categoría incluye arroyos similares a los que se encuentran en la Luna , y un nuevo tipo, llamado canali , que consiste en canales largos y distintos que mantienen su ancho a lo largo de todo su curso. El canal más largo 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 importantes campos de flujo de lava. Los canales compuestos están formados por segmentos simples y complejos. El mayor de estos canales muestra una red anastomosada y colinas modificadas similares a las presentes en Marte .
Aunque la forma de estos canales sugiere en gran medida una erosión fluida, no hay evidencia de que hayan sido formados por agua. De hecho, no hay evidencia de 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 la 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 no existen en Venus y, por tanto, el único agente de erosión física que se encuentra (aparte de la erosión térmica por los 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 arena son relativamente escasas en el planeta; lo cual sería el resultado de tasas muy lentas de erosión mecánica. [23] : pág. 112 El proceso más importante para la producción de sedimento en Venus puede ser el de los eventos de impacto que forman cráteres , lo que se ve reforzado por la aparente asociación entre los cráteres de impacto y las formas terrestres eólicas a favor del viento. [24] [25] [26]
Este proceso se manifiesta en las eyecciones de los cráteres de impacto expulsados a la superficie de Venus. El material expulsado durante el impacto de un meteorito es elevado a la atmósfera, donde los vientos transportan el material hacia el oeste. A medida que el material se deposita en la superficie, forma patrones en forma de parábola . Este tipo de depósito puede establecerse sobre varias características geológicas o flujos de lava. Por tanto, estos depósitos son las estructuras más jóvenes del planeta. Las imágenes de Magallanes revelan la existencia de más de 60 de estos depósitos en forma de parábola que están asociados con impactos de cráteres.
El material expulsado, 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 arrastra material de eyección y ceniza volcánica, depositándola sobre obstáculos topográficos como cúpulas. Como consecuencia, los lados de sotavento de los domos quedan expuestos al impacto de pequeños granos que eliminan la capa superficial. Estos procesos exponen el material que se encuentra debajo, que tiene una rugosidad diferente y, por tanto, diferentes características bajo el radar, en comparación con el sedimento formado.
Las dunas se forman por el depósito 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 con 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 de Magallanes 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 es causada por reacciones de la superficie con la atmósfera en presencia de dióxido de carbono y dióxido de azufre (ver ciclo carbonato-silicato para más detalles). Estos dos gases son el primer y tercer gas más abundante del planeta, respectivamente; el segundo gas más abundante es el nitrógeno inerte . Las reacciones probablemente incluyan el deterioro de silicatos por dióxido de carbono para producir carbonatos y cuarzo , así como el deterioro de silicatos por dióxido de azufre para producir sulfato de calcio anhidrato y cuarzo.
El Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y otros han postulado que Venus pudo 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 Tierra. [32] Dependiendo de los parámetros utilizados en su modelo teórico, la última agua líquida podría haberse evaporado hace tan solo 715 millones de años. [29] Actualmente, la única agua conocida en Venus se encuentra 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]