Venus

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Superficie del Planeta Venus

Venus es uno de los planetas terrestres (los que están dentro de la órbita de Júpiter) y por sus parámetros planetarios generales es muy similar a la Tierra (Tabla 1a&1b). El radio medio de Venus es de unos 6.051,8 km (~0,95 de la Tierra), su masa es de unos 4,87 × 1024 kg (~0,8 de la Tierra) y la densidad media es de unos 5,24 g/cm3 (~0,95 de la Tierra). Debido a estas similitudes, durante mucho tiempo se consideró que Venus y la Tierra eran gemelos. Ambos planetas son mucho más grandes que los demás planetas terrestres, como Mercurio, la Luna y Marte.

Las dimensiones relativamente pequeñas de estos planetas han provocado la terminación de su evolución en etapas anteriores. El testimonio de esto es el rico registro de cráteres de impacto en estos planetas formados por un proceso externo de bombardeo de meteoritos. Su intensidad fue mucho mayor cerca del comienzo de la historia planetaria, pero disminuyó rápidamente. El gran número de cráteres de impacto en las superficies de Mercurio, la Luna y Marte indica que los procesos y la actividad planetaria generados internamente, como el vulcanismo y la tectónica, estuvieron subordinados a la craterización por impacto. Los ricos registros de cráteres indican que la actividad volcánica y tectónica en los planetas terrestres más pequeños se desvaneció al principio de su historia planetaria y no ha continuado a un alto nivel después de la disminución del bombardeo de meteoritos.

Pormenores

Por el contrario, los registros de cráteres en Venus y la Tierra son pobres, lo que significa que los procesos internos en estos planetas continuaron durante mucho más tiempo; están activos en la Tierra hoy en día, y quizás también en Venus. Así, estos planetas representan ejemplos de la evolución planetaria más tardía.

A pesar de la similitud a gran escala con la Tierra, las condiciones de la superficie de Venus difieren mucho de las de nuestro planeta. La atmósfera de Venus está formada principalmente por dióxido de carbono (~97%) y la presión atmosférica en la superficie es casi 100 veces superior a la de la Tierra (o equivalente a las presiones a 1 km de profundidad en el mar). La temperatura en la superficie es alta, unos 770°K. La rotación de Venus es lenta y retrógrada, y un solo día venusiano equivale a 243 días terrestres. A diferencia de la Tierra, en Venus no hay pruebas de la existencia de un campo magnético, lo cual es una consecuencia de la lenta rotación del planeta o un reflejo de las diferencias fundamentales en la composición o el tamaño del núcleo.

Así pues, Venus y la Tierra no son planetas gemelos pero, sin embargo, representan etapas avanzadas de la evolución planetaria. ¿Por qué planetas tan similares en sus principales parámetros son tan diferentes desde el punto de vista medioambiental? ¿Qué factores importantes han provocado su diversidad? ¿Representa Venus un posible destino de la Tierra? ¿Siguen ambos planetas sus trayectorias evolutivas principalmente diferentes? Estos problemas, en el nivel actual de nuestros conocimientos sobre los exoplanetas, sólo pueden resolverse mediante estudios comparativos de Venus y la Tierra.

Entre los planetas terrestres, Venus es el objeto más difícil de investigar. Su atmósfera densa y opaca, permanentemente cubierta de nubes, requiere técnicas basadas en el radar para estudiar la estructura geológica de la superficie de Venus. Durante las primeras observaciones de Venus por radar basadas en la Tierra desde el Observatorio Goldstone, se detectaron varios rasgos elevados y brillantes por radar, denominados Alpha y Beta. La resolución espacial de estas imágenes era bastante baja, unos 10 km. Mostraban la presencia en la superficie de varios rasgos circulares y alargados brillantes y oscuros, cuya naturaleza seguía sin estar clara.

El sistema de radar del Observatorio de Arecibo tiene una mayor sensibilidad y permite cartografiar Venus con mayor resolución (5-20 km) dentro de un área mayor que comprende ~25% de la superficie.

Más Información

Las imágenes tomadas en el Observatorio de Arecibo han revelado una serie de rasgos más brillantes y más oscuros, entre los cuales sólo unos pocos son circulares y se asemejan a cráteres de impacto. La escasez de formas parecidas a cráteres llevó a la conclusión de que la superficie de Venus es relativamente joven en comparación con las superficies de los planetas terrestres más pequeños (examine más sobre todos estos aspectos en la presente plataforma online de ciencias sociales y humanidades). Fue un descubrimiento de importancia fundamental, porque indicaba que el equilibrio entre los procesos externos (cráteres de impacto) e internos (vulcanismo, tectónica) de resurgimiento en Venus se desplaza hacia las actividades endógenas.

La principal limitación de las observaciones de Venus desde la Tierra es que se limitan a la misma región del planeta, entre ~60°S y 75°N y desde ~260°E a través del meridiano cero hasta ~30°E. Varias misiones interplanetarias a Venus han mejorado mucho esta situación. Durante estas misiones se ha estudiado la superficie del planeta tanto desde la órbita como desde la superficie.

Historia geológica de Venus

Las relaciones estratigráficas observadas globalmente entre las unidades tectónicas y volcánicas de Venus dividen la parte observable de su historia geológica en tres episodios diferentes, cada uno de ellos con un estilo específico de resurgimiento. Estos son los siguientes:

• Régimen tectónico global, en el que dominó el resurgimiento tectónico.
  

  Pormenores

  Las apariciones expuestas de estas unidades comprenden alrededor del 20% de la superficie de Venus.

• Régimen volcánico global, cuando el vulcanismo era el proceso más importante de resurgimiento y resurgía alrededor del 60% de Venus.
• Régimen de rifting-volcanismo de la red, cuando tanto la actividad tectónica como la volcánica eran aproximadamente igual de importantes. Durante este régimen, cerca del 16% de la superficie de Venus fue modificada.

Régimen tectónico global

Las relaciones de edades relativas entre las crestas y los graben en las teselas son de crucial importancia para restringir los posibles modelos de formación de teselas y, por tanto, el estilo tectónico global cerca del comienzo de la historia reconocible de Venus.Entre las Líneas En los modelos de formación de teselas propuestos por el afloramiento o la laguna de lava, las estructuras extensionales (graben) se consideran las estructuras más antiguas formadas por el estiramiento y el agrietamiento del techo del diapiro fundido ascendente o de una gran laguna de lava.

Pormenores

Por el contrario, en los modelos de descenso, el engrosamiento de la corteza sobre los lugares de flujo descendente del manto, debido a la infra y sobrecabalgadura, la flexión y el pandeo de las losas de la corteza, ha dado lugar a la formación inicial de amplias estructuras de contracción (crestas).

Las sólidas pruebas de la antigüedad de las crestas de las teselas sugieren que las teselas individuales representan con mayor probabilidad lugares grandes y aproximadamente equidimensionales de estructuras contraccionales primarias. Las regiones en las que se agrupan los macizos de teselas pueden representar los lugares de bajada. Las dimensiones de estas regiones (varios miles de kilómetros) pueden corresponder al límite superior de los tamaños de las células de descenso. Los principales filones estructurales (por ejemplo, los largos y estrechos canales (véase qué es, su definición, o concepto, y su significado como “canals” en el contexto anglosajón, en inglés) que dividen las teselas en series de bloques) caracterizan los macizos de teselas individuales, pero no se extienden de una tesela grande a otra. Esto sugiere que las grandes teselas individuales evolucionaron de forma independiente, y sus dimensiones típicas (de muchos cientos a algunos miles de kilómetros) pueden caracterizar el límite inferior de los tamaños de las celdas descendentes.

Los cinturones de cresta se extienden a lo largo de muchos cientos de kilómetros y consisten en estructuras de contracción. Esto sugiere que los cinturones se formaron bajo tensiones de compresión aplicadas dentro de zonas relativamente estrechas pero muy largas. Estas características se asemejan a las de los cinturones de empuje y plegado terrestres, cuyas estructuras se interpretan como formadas sobre grandes fallas de empuje e indican un acortamiento de la corteza debido a movimientos laterales de la corteza/litosfera. Si procesos similares participaron en la formación de los cinturones de cresta en Venus, el relieve relativamente bajo de los cinturones (unos cientos de metros) sugiere que los movimientos laterales y la contracción relacionada fueron más bien pequeños.

Las excepciones distintivas a esto son los cinturones montañosos alrededor de Lakshmi Planum. Estos cinturones representan las cadenas montañosas más altas de Venus, y sus relaciones con los terrenos circundantes proporcionan pruebas de un acortamiento a gran escala, una colisión, un hundimiento y un levantamiento epeirógeno.

Puntualización

Sin embargo, los cinturones montañosos sólo existen en una región, lo que sugiere que incluso si los cinturones están relacionados con procesos similares a la subducción, estaban bastante restringidos en Venus.

Así pues, las primeras fases del régimen tectónico global (Figura 15) se caracterizaron por el predominio de estructuras de contracción (crestas de teselas, cinturones de crestas, cinturones de montañas) que probablemente estaban relacionadas con movimientos laterales, pero limitados, de la litosfera.

En comparación con los demás terrenos del régimen tectónico global, los cinturones de surcos están distribuidos más ampliamente por la superficie y no muestran evidencias de asociación con los grupos de teselas. Las consistentes relaciones de edad relativa de los cinturones de surcos implican que los cinturones se formaron durante las últimas fases del régimen tectónico global. Las fracturas y los graben que definen los cinturones implican que estas fases estaban relacionadas predominantemente con una extensión ampliamente distribuida de la corteza/litosfera. Una característica importante de los cinturones de estrías es que sus ramas representan a menudo los componentes tectónicos de las coronas que se cree que son las manifestaciones superficiales de los diapiros del manto. Por tanto, la estrecha asociación espacial de los cinturones y las coronas sugiere que estos rasgos se formaron mutuamente debido a afloramientos/diapiros del manto múltiples y de escala relativamente pequeña. La estrecha asociación espacial de los cinturones de surco con las coronas puede indicar que el estilo dominante de resurgimiento en las últimas fases del régimen tectónico global fue la tectónica de pluma que causó el desplazamiento predominantemente vertical de la litosfera y su deformación.

Régimen volcánico global

Al régimen tectónico anterior le siguió el emplazamiento de las vastas llanuras volcánicas (llanuras de escudo y regionales). El emplazamiento de las llanuras define el segundo régimen volcánico global, cuando la deformación tectónica relacionada con la convección del manto disminuyó y dominó el resurgimiento volcánico. Las principales unidades del régimen volcánico global tienen una morfología evidentemente diferente, y esto es una indicación de los diferentes estilos volcánicos durante su formación.

Los rasgos más evidentes de las llanuras en escudo son las construcciones volcánicas pequeñas y muy abundantes. La gran abundancia de los constructos implica que sus fuentes eran bastante omnipresentes y estaban distribuidas casi globalmente, mientras que el pequeño tamaño de los escudos sugiere que el suministro de magma en sus fuentes era limitado. Otro rasgo importante de las llanuras de escudos es que los domos de lados escarpados están espacial y estratigráficamente asociados a ellos. Estas asociaciones favorecen el mayor contenido de sílice en el magma parental de los domos, por ejemplo, debido a la refundición parcial de la corteza basáltica. El pequeño tamaño de las construcciones de las llanuras en escudo y su asociación con los domos de lados escarpados son más consistentes con la fusión superficial de la corteza y la diferenciación del magma en los reservorios y/o la fusión parcial de los materiales de la corteza.

La subunidad inferior de las llanuras regionales es posterior al emplazamiento de las llanuras de escudo y forma superficies muy amplias y morfológicamente homogéneas que son claramente diferentes morfológicamente de las llanuras de escudo precedentes. Dos rasgos importantes caracterizan esta unidad y proporcionan las claves para la comprensión de su modo de formación.

• Las fuentes de lavas no son visibles con la resolución de las imágenes de Magallanes.
• La subunidad inferior de las llanuras regionales es muy abundante y ubicua: la superficie expuesta de esta unidad comprende aproximadamente un tercio de la superficie de Venus , y la unidad se da en casi todo el planeta.

Estas características de las llanuras sugieren fuertemente que se formaron mediante voluminosas erupciones volcánicas de fuentes ampliamente distribuidas, durante las cuales los flujos de lava individuales se fusionaron en una unidad volcánica esencialmente única y enterraron las regiones de origen. La ausencia de construcciones volcánicas notables sugiere que las erupciones de materiales de las llanuras fueron extremadamente voluminosas y relativamente de corta duración.

La subunidad superior de las llanuras regionales (rp2) está caracterizada por flujos grandes y brillantes para el radar. Por lo general, los flujos de esta unidad indican claramente las zonas de origen de las llanuras y están representados por rasgos individuales como volcanes grandes e intermedios y algunas coronas.

Informaciones

Los distintos flujos volcánicos de la subunidad superior de las llanuras regionales y su clara asociación con fuentes individuales marcan el otro cambio de estilo volcánico en Venus, desde las erupciones masivas y ampliamente distribuidas hasta una actividad volcánica más localizada en menos centros específicos.

La densidad de cráteres de impacto en terrenos del régimen tectónico global (t, pdl, pr/RB y gb) y del régimen volcánico global (psh, rp1, rp2) son prácticamente indistinguibles.

Puntualización

Sin embargo, las relaciones estratigráficas entre estos terrenos son siempre claras e indican inequívocamente la menor edad de las llanuras del régimen volcánico. Esto sugiere un rápido cambio de la anterior superficie preferentemente tectónica a la siguiente esencialmente volcánica.

Régimen de rifting-volcanismo en red

El régimen de rifting-volcanismo en red caracterizó los últimos episodios de la historia geológica de Venus. Las zonas de rift representan un componente tectónico de este régimen, y las llanuras lobuladas representan su componente volcánico.

Las zonas de rift son muy prominentes morfológicamente, pero su área total es aproximadamente cuatro veces menor que el área expuesta (es decir, mínima) de los terrenos tectónicos del régimen tectónico global.Entre las Líneas En contraste con estos terrenos tectónicos anteriores, que están ampliamente distribuidos por la superficie de Venus, las zonas de rift forman unas pocas zonas muy largas y pronunciadas que se concentran prominentemente en las regiones ecuatoriales y del MTD de Venus. Estas características de las zonas de rift sugieren que:

• el efecto del resurgimiento tectónico disminuyó con el tiempo a lo largo de la historia geológica visible y
• el estilo del resurgimiento tectónico evolucionó desde la deformación anterior ampliamente distribuida hasta la deformación altamente concentrada durante el régimen posterior de rifting-volcanismo en red.

Estos cambios, tanto en la intensidad como en la extensión lateral del resurgimiento tectónico, son consistentes con la transición de un régimen anterior de circulación del manto con una litosfera más delgada y débil a un régimen posterior de estancamiento con una litosfera más gruesa y fuerte.

Otra posible línea de evidencia del mayor grosor de la litosfera térmica durante el régimen de rifting-volcanismo de la red es que las zonas de rift están poco correlacionadas con las coronas, pero están claramente asociadas con las grandes elevaciones en forma de cúpula de la región del MTD. Esta correlación sugiere que durante esta época los afloramientos/plumas del manto a gran escala (probablemente manifestados por las elevaciones) controlaron la distribución espacial de las principales zonas de extensión y ruptura de la corteza.

Informaciones

Los diapiros del manto a menor escala (probablemente manifestados por las coronas) parecen haber desempeñado un papel subordinado en el resurgimiento durante el régimen de rifting-volcanismo de la red. Esto puede deberse a que la litosfera, más gruesa y fuerte en esta época, actuó como una barrera reológica que filtró los diapiros del manto más pequeños, pero fue más “transparente” para los afloramientos/plumas del manto más grandes.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

La densidad media de cráteres superpuestos en la superficie tanto de las zonas de rift como de las llanuras lobuladas es significativamente menor que las densidades de cráteres en las unidades de los regímenes tectónicos y volcánicos globales). Esto sugiere que la transición del régimen volcánico global al régimen de rifting-volcanismo en red plenamente desarrollado fue más larga que el cambio del régimen tectónico global al volcánico global. El cambio aparentemente abrupto de los estilos de resurgimiento dominados por la tectónica a los dominados por la actividad volcánica puede corresponder a un rápido cambio en la convección del manto, mientras que la prolongada transición de los regímenes volcánico global a los de rifting-volcanismo de red puede reflejar un aumento gradual del espesor de la litosfera.

En conclusión, las observaciones terrestres y orbitales de la superficie de Venus han hecho avanzar considerablemente nuestra comprensión de la evolución geológica de este planeta. Parece surgir la mayor diversidad entre la Tierra y Venus, sus estilos tectónicos globales. La tectónica de placas que ha operado de forma continua en la Tierra durante miles de millones de años contrasta con los regímenes aparentemente dependientes del tiempo de la superficie de Venus. Así pues, es probable que ambos planetas sigan sus propios y disímiles caminos de evolución. ¿Cuáles son los principales factores de estas diferencias? Los estudios sobre la morfología de la superficie y las relaciones de las formas del terreno en la superficie no son suficientes para responder a esta pregunta, y también es necesario avanzar en la comprensión de la historia geoquímica del planeta.

Los datos sobre la geoquímica de Venus son todavía muy limitados, lo que impide evaluar su evolución desde distintos puntos de vista.

Informaciones

Los datos geoquímicos necesarios sólo pueden obtenerse mediante la medición directa de la composición química de los suelos de la superficie.

Una Conclusión

Por lo tanto, se necesitan nuevas misiones a Venus orientadas a la observación de la tierra para cerrar una parte de la gran laguna existente en nuestro conocimiento geoquímico de Venus. ¿Cuál es la composición de cada una de las principales variedades de llanuras volcánicas? ¿Cómo se comparan con los productos volcánicos de diferentes entornos geodinámicos de la Tierra? Las mediciones químicas in situ proporcionarán importantes limitaciones a estos problemas.

Una de las principales piezas del rompecabezas geológico y geoquímico de Venus es la composición del material de las teselas. La tesela es uno de los terrenos más antiguos de Venus y probablemente representa una ventana a su pasado geológico. El material de las teselas puede llevar marcadores geoquímicos de las épocas más tempranas de la evolución del planeta y es, por tanto, un objetivo del máximo interés científico. Otro problema de la geoquímica de Venus está relacionado con la presencia o ausencia de material no basáltico en este planeta. Las cúpulas y los festones de lados escarpados proporcionan actualmente la única evidencia morfológica de dicho material. Tanto la abundancia como las dimensiones de estas construcciones volcánicas sugieren que un componente no basáltico puede componer una fracción notable de la corteza venusina. De nuevo, se necesitan nuevos datos sobre la geoquímica para evaluar la posible diversidad composicional de la corteza de Venus.

A pesar de los significativos avances en nuestra comprensión de la geología de la superficie de Venus, quedan varias cuestiones importantes por resolver.

Como gran planeta terrestre, Venus puede seguir siendo activo volcánica y tectónicamente. La reciente misión Venus Express de la ESA aportó algunas pruebas circunstanciales de la posible actividad volcánica actual del planeta. Para comprobar estos hallazgos, es necesario realizar un seguimiento a largo plazo de la superficie desde la órbita con la ayuda de sistemas de radar de alta resolución.

Además, las observaciones orbitales de alta resolución de la superficie ayudarán a abordar el otro gran problema de la geología de Venus, que está relacionado con el posible modo de emplazamiento de la subunidad inferior de las llanuras regionales. Estas llanuras son las más abundantes en Venus y, por tanto, desempeñan un papel importante en la comprensión del balance térmico del planeta. A diferencia de otras unidades de planicies, la subunidad inferior de planicies regionales no muestra sus áreas de origen en la resolución de Magallanes. ¿Representa esta unidad el resultado de erupciones fisurales, o fue emplazada a partir de pequeños edificios distribuidos? ¿Es una verdadera unidad volcánica única, como se observa en la resolución disponible, o está formada por varios campos volcánicos individuales coalescidos? Las respuestas a estas preguntas son muy importantes para la formulación de modelos adecuados de la evolución geológica de Venus.

Las nuevas misiones a Venus, que incluirán tanto aterrizadores como orbitadores de larga duración para las observaciones de la superficie, son necesarias para resolver los problemas vitales pendientes de la geología de Venus.

Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Venus: Venus

Véase También

Objetos astronómicos conocidos desde la antigüedad, Los planetas del Sistema Solar, Los planetas terrestres, Sistema Solar
Geodinámica de Venus
Esquema de Venus
Tránsito de Venus
Zona de Venus
Estadísticas de los planetas del Sistema Solar

Bibliografía

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