La geología de Venus ofrece características superficiales impresionantes
que contrastan tanto por su belleza como por su rareza. Su superficie
muestra una clara evidencia de una actividad volcánica muy activa en el
pasado. Sin embargo, a diferencia de otros cuerpos del Sistema Solar que
han sufrido una gran craterización como la Luna, Venus tiene una baja
densidad de cráteres pequeños pero sí presenta algunos de tamaño mediano
a grande. Esto se explica porque la densa atmósfera del planeta ha
venido desintegrando a los meteoritos de menor envergadura. También se
encuentran largos ríos de lava, evidencia de erosión eólica y un
tectonismo importante. Se cree que el 80% de los accidentes geográficos
de su superficie están relacionados con algún tipo de proceso volcánico.
A
diferencia de las coladas de lava terrestres, en Venus éstas se
producen a una escala superior. Los flujos de lava venusianos alcanzan
con frecuencia longitudes de cientos de kilómetros e incluso más de
1.000 km en su longitud total. La amplitud de estos flujos puede
alcanzar de unos pocos hasta algunas decenas kilómetros.
La
formación de las novas se da cuando grandes cantidades de magma llegan
hasta la superficie sin erupcionar formando diques intrusivos que son
brillantes a las imágenes de radar. Estos diques se organizan en
lineamientos simétricos que denotan el área de levantamiento, aunque
también se puede producir una depresión causada por la subsidencia del
material magmático. Si tales lineamientos, sean éstos grabens o crestas,
se irradian desde un punto central reciben el nombre de novas (nombre
usado para enfatizar la semejanza a la figura de una estrella que ha
explotado). Se han identificado cerca de 50 de estas estructuras.
Cuando
los lineamientos de grabens, fisuras, y crestas se extienden varios
radios desde la circunferencia de un punto central reciben el nombre de
aracnoides, indicativo de su apariencia. Se identificaron cerca de 250
aracnoides.
Venus no presenta indicios de tectónica de
placas activa en el presente, sin embargo, su superficie sí presenta varios patrones
geográficos asociados con procesos tectónicos que a través del
movimiento fluido del interior del planeta han generado terrenos con
fallas, plegamientos, volcanes, grandes montañas, valles rift y la
compresión y extensión de la superficie.
El activo tectonismo de
Venus ha generado cinturones montañosos plegados, valles rift y terrenos
de estructuras complicadas llamados tesserae (en griego tessera
significa baldosa), los cuales presentan múltiples episodios de
compresión y deformación tensional.
La cadena montañosa más alta
de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra, fue formada por un proceso de
compresión, extensión y movimientos laterales. Otro tipo de accidente
geográfico encontrado en las tierras bajas, consiste en cinturones
lineales ubicados a distancias muy próximas que se elevan a varios
kilómetros sobre la superficie con amplitudes de cientos de kilómetros y
longitudes de miles de kilómetros. Existen dos concentraciones
importantes de estos cinturones: uno se ubica en Lavinia Planitia en
altas latitudes del hemisferio sur, y el segundo se encuentra adyacente a
Atalanta Planitia en las altas latitudes del hemisferio norte.
Los
tesserae, que son terrenos de complejas crestas, se encuentran
fundamentalmente en Aphrodite Terra, Alpha Regio, Tellus Regio y la
parte oriental de Ishtar Terra (Fortuna). Estas regiones contienen la
superposición y cortes de grabens de diferentes unidades geológicas lo
que significa que son las partes más antiguas del planeta.
Algunos
científicos creen que los tesserae pueden ser análogos a los
continentes terrestres. Otros suponen que son regiones producidas por un
manto en movimiento descendiente que provocó las fracturas y
plegamientos para formar una espesa corteza basáltica o sitios de
antiguas plumas del manto que crearon grandes volúmenes de lava sobre la
superficie de Venus.
En Venus no existe el agua y por lo tanto
el único proceso erosivo es la interacción producida por la atmósfera
con la superficie. Esta interacción se hace presente en los deyectos de
los cráteres de impacto, los cuales han sido expulsados a lo largo de la
superficie. Este tipo de depósitos puede establecerse encima de varias
unidades geológicas o coladas de lavas y por lo tanto son las
estructuras más jóvenes del planeta. Los materiales excavados durante el
impacto de un meteorito son levantados hasta la parte superior de la
atmósfera donde los vientos los transportan en dirección oeste y a
medida que el deyecto se deposita en la superficie va formando patrones
parabólicos. 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.
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