Geología de Venus

La geología de Venus ofrece características superficiales impresionantes que contrastan tanto por su belleza como su rareza (Figura 1). La mayor parte de lo que sabemos actualmente sobre su superficie proviene de observaciones de radar, principalmente a través de las imágenes enviadas por la sonda Magallanes (Magellan) desde el 16 de agosto de 1990 hasta finalizar su cobertura fotográfica en el tercer ciclo de mapeo el día 14 de septiembre de 1992 cuando la nave tuviera algunas anomalías. En total se mapeó el 98% de la superficie venusiana, de los cuales el 22% corresponde a imágenes estéreo.

La superficie de Venus, cubierta por una densa atmósfera (Figura 2), presenta clara evidencia de una actividad volcánica muy activa en el pasado: volcanes en escudo y volcanes compuestos como los que se encuentran en la Tierra.[1]

Sin embargo, a diferencia de la Luna, Marte o Mercurio que han sufrido un intenso período de craterización, Venus tiene una baja densidad de cráteres pequeños pero sí presenta algunos de tamaño mediano a grande, esto se explica por la densa atmósfera del planeta que ha venido desintegrando a los meteoritos de menor envergadura.

Otras de las características extraordinarias del planeta que por su apariencia se llaman coronae ( latín para coronas) y otras figuras conocidas como aracnoides por su semejanza a los arácnidos. También se encuentran largos ríos de lava, evidencia de erosión eólica y un tectonismo importante que en su conjunto hacen de la superficie de Venus una de las más complejas (Figura 3).

Figura 1: La compleja superficie de Venus.

Pese a que Venus es el planeta más cercano a la Tierra (unos 40 millones de kilómetros en conjunción inferior) y tiene una gran similitud con la Tierra, toda semejanza es externa: ninguna sonda ha podido sobrevivir más de unas horas sobre su superficie debido a que la presión atmosférica es unas 90 veces la de la Tierra, además, la temperatura ronda los 450 °C, la cual, es en gran medida, ocasionada por el efecto invernadero (Figura 4) provisto por una atmósfera constituida principalmente de dióxido de carbono (96,5%).

Figura 2: Efecto invernadero en Venus

Las observaciones de sondas espaciales y las realizadas desde la Tierra con telescopios muestran que el patrón en forma de Y que generan las nubes se debe a que las capas superiores se desplazan alrededor del planeta una vez cada 4 días, lo que sugiere la presencia de vientos de hasta 500 km/h por lo que se cree que es un importante factor en la modificación del terreno.

El conocimiento de la superficie de Venus antes de la misión Magellan

Después de la Luna, Venus fue el segundo objeto en el Sistema Solar en ser explorado por radares en la Tierra. Los primeros estudios se realizaron en 1961 a través del sistema de antenas de la Red de Espacio Profundo pertenecientes a la Estación Goldstone de la NASA. En las siguientes conjunciones inferiores Venus fue observado tanto por los radares de Goldstone como el del Observatorio de Arecibo del Centro Nacional de Astronomía e Ionosfera. Los estudios llevados a cabo fueron análogos a la medición del tiempo de los tránsitos meridianos lo que permitió comprender para 1963 que la rotación de Venus era retrógrada, es decir, que gira sobre su propio eje en sentido opuesto sobre la dirección del movimiento orbital. Los radares también permitieron determinar que la rotación de Venus era de 243,1 días sobre su eje el cual está casi perpendicular respecto al plano orbital. También se estableció que el radio del planeta era de 6.052 km, unos 70 km menos que los estimados con los telescopios terrestres.

El interés de las características geológicas de Venus se vio impulsado con el refinamiento de las técnicas de imágenes durante el período 1970- 1985. los primeros estudios de radar simplemente sugerían que la superficie de Venus era más compactada que la polvorienta superficie de la Luna. Las primeras imágenes de radar tomadas desde la Tierra mostraban a un planeta con regiones muy brillantes que recibieron el nombre de Alfa, Beta, y Maxwell; con la mejora de las imágenes de radar la calidad de resolución llegó hasta un nivel de resolución de 1-2 kilómetros.

Desde el comienzo de la era espacial Venus fue considerado como un destino seguro para futuros aterrizajes. Cada oportunidad de lanzamiento están espaciadas en períodos de 19 meses y desde 1962 hasta 1985 se utilizaron todas las oportunidades, primero enviando naves de reconocimiento.

En 1962 la Mariner 2 voló sobre Venus siendo el primer objeto hecho por el hombre en transmitir exitosamente datos desde otro planeta. En 1965 la Venera 3 chocó contra la superficie convirtiéndose en la primera sonda espacial en llegar a una superficie planetaria. En 1967 la Venera 4 se convirtió en la primera sonda en enviar datos desde el interior de la atmósfera venusiana y por último, en 1970 la sonda Venera 7 completó el primer aterrizaje sobre Venus.

En febrero de 1974 la sonda Mariner 10 sobrevoló a Venus en su camino de encuentro con Mercurio, fotografiando la atmósfera venusiana en ultravioleta, además de realizar con éxito otros estudios atmosféricos.

En 1975 Venera 9 transmitió las primeras imágenes de la superficie de Venus y llevó a cabo experimento de rayos gamma sobre las rocas del sitio de aterrizaje. Más tarde, el mismo año, Venera 10 enviaría otras imágenes de la superficie.

En 1978 la Pioneer 12 (también conocida como Pioneer Venus) voló sobre Venus y completó los primeros mapas de altimetría y gravedad en franjas ubicadas dentro de las latitudes de 78 a 63 grados. Los datos de altimetría tenían una precisión de 100 metros.

La Pioneer Venus lanzó cuatro sondas dentro de la atmósfera venusiana y permitió, junto a los datos de las sondas anteriores, determinar que la temperatura en Venus era de aproximadamente unos 460 °C y que la presión atmosférica era unas 90 veces más intensa que la Tierra. De esta manera se confirmaban los cálculos obtenidos por los análisis de radioemisión que fueron realizados con anterioridad a las sondas espaciales. En 1981 Venera 13 envió la primera imagen en color de la superficie (Figura 5) y llevó a cabo un análisis de la fluorescencia de los rayos X en una muestra excavada. En total, la sonda duró unos 127 minutos sobre la abrasadora superficie. Todo un récord. También en 1981, el lander (módulo de aterrizaje) de la Venera 14 detectó posibles movimientos sísmicos en la corteza del planeta.

En 1983 los orbitadores Venera 15 y 16 dieron un paso más importante en el trabajo comenzado por la Pioneer Venus Orbiter al adquirir imágenes de radar y datos de altimetría de mayor precisión sobre las latitudes norte del planeta. Las imágenes tenían una resolución de 1-2 kilómetros, comparables a los mejores obtenidas con radares terrestres. Los datos de altimetría tenían un factor de resolución superior equivalente a 4 del de Pioneer. En 1985 con la euforia del cometa 1P/Halley, los soviéticos lanzaron a dos módulos de aterrizaje Vega. Los landers 1 y 2 soltaron cada uno un globo de helio a una altura de 50 km sobre la superficie de Venus y así poder estudiar la dinámica de su atmósfera en su sección más activa.

Todas estas sondas contribuyeron a la adquisición de datos necesarios para lograr el éxito de la sonda Magellan, con la que se conocieron los aspectos más íntimos de la geología de Venus.

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