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Introducción Planeta Venus
Cuando observamos a Venus o vemos una imagen de este planeta notamos una apariencia pacífica y serena de él, pero este planeta es todo lo contrario. Venus es un planeta donde sus temperaturas son muy elevadas, su presión atmosférica es aplastante y contiene nubes de ácidos corrosivos.
Si nos preguntamos de donde proviene el nombre Venus, debemos remontarnos a la antigua Roma. Los romanos observaban el cielo y veían a este planeta brillar, además del Sol, la Luna y Marte es por esto que lo apodaron con el nombre de su diosa del amor y la belleza: Venus.
Venus es un planeta muy similar a la Tierra, principalmente si tenemos en cuenta que también se trata de un planeta rocoso, además de otras similitudes como su tamaño, su masa y su distancia al sol (Venus es el segundo planeta desde el Sol).
Una característica especial de este planeta es que gira en dirección contraria a la Tierra (y a otros planetas). Venus esta tan cerca del sol (108 millones de km de distancia) que tarda 225 días terrestres en girar al sol, es decir, que el año en Venus dura 225 días. Pero este planeta gira sobre su propio eje muy lento, tarda 243 días terrestres, por lo que el día en Venus es más largo que un año.
La atmósfera de Venus está muy nublada, esto genera que su superficie este oculta de las observaciones ópticas desde el exterior. Esta atmósfera está formada por CO2 y sus nubes no están formadas por partículas de agua líquida o sólida. Además, Venus no tiene un campo magnético detectable.
Estudios sobre la superficie de Venus concluyen que tiene menos de 1.000 millones de años y, posiblemente, sea tan joven como 150 millones de años, edades muy recientes desde un punto de vista geológico comparado con la Tierra, la cual se sabe que tiene al menos 4.500 millones de años. Es muy probable que Venus haya pasado por cambios muy violentos que eliminaron totalmente sus características iniciales y resurgiera por completo.
Tamaño y distancia Venus
El tamaño de Venus es aproximadamente de 12.104 km de diámetro, siendo este muy similar al de la Tierra que tiene un tamaño de 12.756 km. Es el segundo planeta del sistema solar, después de Mercurio, ubicándose a una distancia del sol de 108 millones km, mientras que la Tierra se encuentra a 149 millones km. Se estima que la masa de Venus es 48.673 x 1024 kg.
En su punto más cercano a la Tierra, Venus está a unos 61 millones de km de distancia. Pero la mayor parte del tiempo los dos planetas están más separados. Mercurio, el planeta más interno, en realidad pasa más tiempo cerca de la Tierra que Venus. Otro dato sobre Venus es que no posee lunas ni anillos.
Atmósfera Venus
Este planeta tiene las condiciones más extremas de calor del sistema solar, esto se debe a que su atmósfera atrapa el calor, generando que su superficie sea un verdadero horno, unos 480°C en superficie. El calor es tan elevado que el plomo metálico se derretiría en instante en este planeta. Venus es más caliente incluso que el planeta más interior del sistema solar: Mercurio.
Su atmósfera es principalmente dióxido de carbono (CO2), el cual causa el efecto invernadero en Venus y la Tierra. Esta atmósfera atrapa el calor y lo contiene dentro del planeta, es por esto que su temperatura es tan elevada, pero esta disminuye a medida que ascendemos en la atmósfera, al igual que lo hace la presión.
Las nubes de Venus están compuestas de ácido sulfúrico y no de agua. En superficie, el dióxido de carbono caliente a alta presión se comporta de forma corrosiva. El segundo componente principal de esta atmósfera es el Nitrógeno (N2). Otros gases presentes en menor cantidad son el Helio, Neón, Argón y Kriptón.
El agua esta presente por debajo de las nubes en proporciones aproximadas de 30 ppm. La concentración de dióxido de azufre (SO2) por debajo de la capa de nubes es de aproximadamente 200 ppm, mientras que por encima de las nubes su concentración es mucho más baja y variable. Se especula que estos gases y la interacción entre ellos determinan el potencial redox de la atmósfera y así también controlan la meteorización química de la superficie del planeta.
Se cree que el ácido sulfúrico que forma las nubes solo se encuentra en las capas superiores de nubes. Las partículas que componen la parte media de la capa de nubes pueden no ser gotas sino cristales, lo que contradice la teoría de la composición del ácido sulfúrico.
La velocidad del viento en la capa superior de nubes es de unos 100 m/seg. Las velocidades asombrosas de los vientos de Venus llaman la atención ya este planeta sólido gira a una velocidad menor de 2 m/seg. Los vientos en general tienen una dirección hacia el oeste, algo contrario a lo que sucede en la Tierra, pero esto se debe a que el planeta gira hacia el oeste y hacia atrás.
El viento es el responsable del movimiento latitudinal de las nubes visibles desde el espacio, que giran alrededor del planeta con un período de unos cuatro días terrestres. Más cerca de la superficie, la velocidad del viento disminuye y estos vientos cercanos a la superficie son uno de los principales factores en el resurgimiento exógeno de Venus.
Geología de Venus
La geología de Venus asombrosa. Su morfología cuenta con evidencias de vulcanismo, deformación tectónica (tanto extensiva como compresiva), cráteres de impactos, mucha actividad eólica, generaciones de rifts, formación de montañas y movimientos en masas generado por la gravedad en grandes elevaciones de terreno. En Venus se han formado llanuras basálticas por actividad volcánica y numerosos edificios volcánicos.
La estructura interna de Venus está conformada por un núcleo de hierro envuelto por un manto y, en la parte exterior, hay una capa más fina similar a la corteza terrestre. En este sentido Venus y la Tierra son muy similares. Se cree que este planeta al comienzo de su historia tuvo procesos de tectónicas de placas, pero que hoy en día este proceso esta apagado.
Su núcleo no le permite tener su propio campo magnético, pero Venus tiene un campo magnético inducido, el cual es muy débil y es creado por la interacción del campo magnético del Sol y la atmósfera exterior del planeta. El proceso de formación de este campo magnético se debe a que la luz ultravioleta del Sol excita los gases en la atmósfera más externa del planeta, creando una región denominada ionósfera. El viento solar que llega a Venus lleva consigo el campo magnético del Sol y este al interactuar con la ionósfera de Venus excitada eléctricamente, crea o induce allí un campo magnético, el cual tiene la forma de la cola de un cometa.
Geológicamente es un planeta muy joven, evidenciado por las características de su superficie la cual parece estar remodelada, generado por un resurgimiento catastrófico, borrando todas las evidencias de su superficie primitiva. Esto pudo ser causa de fuerzas tectónicas y volcánicas.
Llanuras volcánicas de Venus
El terreno volcánico ocupa un gran porcentaje de la superficie de Venus, aproximadamente el 70%. Un tipo de llanuras fueron denominadas “llanuras con crestas rugosas”, las cuales presentan una superficie suave con evidencias de flujos de lavas solidificadas. Este tipo de llanuras tienen una red de crestas arrugadas y estrechas (1 a 2 km) con pendientes suaves. Se interpreta que pudieron haberse formado por grandes erupciones de lava líquida, muy poco viscosa (basáltica) que constituyeron las llanuras y que, posteriormente, se deformaron generando crestas arrugadas. Dentro de estas llanuras se generan canales sinuosos de flujos de lava de 2 a 5 km de ancho y cientos de km de largo, uno de los canales más importantes tiene una distancia de 6.800 km denominado Baltis Vallis.
Un gran enigma sobre los canales de Venus es su gran longitud. Esta lava que fluye en la superficie de Venus debería solidificarse bastante rápido, terminando así la formación del canal. Se piensa que la solidificación debería ser más lenta de lo que ocurre con las lavas de la Tierra por las elevadas temperaturas de Venus, pero aún así no es lo suficientemente caliente ya que la lava basáltica se solidifica a cerca de los 800 a 900°C.
Ejemplos de estas llanuras son mostrados en las siguientes imágenes:
Otro tipo de llanuras volcánicas son las “llanuras lobuladas” nombradas así por su morfología. Estas son más jóvenes que las anteriores, están superpuestas a las llanuras regionales volcánicas más antiguas y no presentan deformaciones. Los flujos lobulados suelen formar campos que consisten en conjuntos de flujos individuales de brillo de radar variable, lo que implica una variabilidad en la textura de su superficie. Los flujos individuales son de decenas a 200-300 km de largo y de unas pocas decenas de km de ancho. En la superficie de Venus se han registrado, a través de imágenes, más de 200 campos de flujo. Estos son campos de lava que no están directamente asociados con volcanes. Las fuentes de estos campos de lava a menudo se asocian con zonas de grietas.
En Venus también hay volcanes, algunos de ellos con más de 100 km de diámetro. Por lo general, tienen pendientes muy suaves que están cubiertas con flujos lobulados los cuales, evidentemente, son los que originan estas construcciones volcánicas.
El volcán más alto de Venus se llama Maat Mons, los flujos de lava que irradian desde este cubren un área de unos 800 km de ancho. La altura de este volcán es aproximadamente de 8 km, su caldera tiene unos 30 km de diámetro y en el interior se encuentran otros cinco cráteres más pequeños.
Cráteres de impacto Venus
En la superficie de Venus se calcula que hay más de 960 cráteres de impacto con distintos diámetros que van desde 1 a 270 km. La morfología de estos cráteres es igual a los que se ven en otros planetas o en nuestra Luna, son depresiones circulares rodeadas por un borde elevado. La superficie se cubre del material eyectado.
La morfología general de los cráteres de impacto en Venus se correlaciona con su tamaño, los cráteres de menos de 10 a 20 km de diámetro tienen un suelo irregular. Los cráteres más grandes tienen un pico central en el suelo. Incluso los cráteres más grandes, con diámetros mayores a 50-60 km, tienen un piso con anillos concéntricos.
Procesos eólicos venusianos
Si hay un proceso importante en Venus es el generado por los fuertes vientos que dominan este planeta. Los científicos e investigadores creen que los procesos eólicos tienen una gran importancia en el resurgimiento exógeno de Venus. Si viajáramos a este planeta y comenzaron a recorrer su superficie encontraríamos geoformas como dunas y yardangs formados por los vientos venusianos.
Los yardangs están representados por conjuntos de surcos y crestas paralelas, lineales y ligeramente sinuosas que las separan. En Venus suelen tener unas pocas decenas de km de largo y alrededor de 0,5 km de ancho, conformando grupos con un espacio de 0,5 a 2 km. La imagen de abajo muestra posibles yardangs en Venus:
Otros fenómenos observados en Venus son mantos oscuros y las ráfagas o manchas de viento. Los mantos oscuros (se ven de colores oscuros en los radares) están asociados a cráteres de impacto que forman halos de diferentes tamaños. Estos están constituidos por los desechos finos generados por impactos, es decir que son depósitos de eyección de un cráter de impacto. Sin embargo, este material se depositó a través de la atmósfera y está controlado por el viento, por lo que se consideran depósitos eólicos. Estos depósitos suelen también encontrarse en sectores protegidos en bajos topográficos o detrás de geoformas elevadas.
Las manchas de viento (wind streaks) son las características eólicas más abundantes en Venus. Son geoformas alargadas que pueden ser lineales o con forma de abanico. Sus dimensiones pueden ser de unos pocos km a decenas de km y los radares lo detectan de colores brillosos. Las manchas de viento típicamente se originan a partir de características topográficas que son los productos de acumulación y/o erosión de la turbulencia del viento detrás de la geoforma.
En las siguientes imágenes se muestran campos de dunas en Venus:
Escrito por Geólogo Mansilla Vegas, Julio
julio.tingo@gmail.com
Colaborador invitado de Geotecniafacil.com
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