FENÓMENOS VOLCÁNICOS EN VENUS.

Ángel Ferrer.  Coordinador sección planetaria.

En el número anterior de la revista hicimos un repaso de la geología y estructura interna de nuestro querido planeta la Tierra. Hoy vamos a comentar lo que conocemos de nuestro planeta “gemelo” Venus. Digo lo de gemelo por ser muy parecido en cuanto a tamaño, densidad, distancia al Sol, tener atmósfera, etc... pero lo pongo entre comillas por que en realidad son muy diferentes tanto su atmósfera, su superficie como en su estructura interna. Fig. 1. 

           

Visto desde la Tierra, Venus es muy brillante. Es la única “estrella” que se puede ver a simple vista en pleno día (se necesita saber donde esta exactamente  y un poco de paciencia para adaptar la vista, pero seguro que se ve). Incluso puede llegar a dar sombra por la noche. Si la miramos con el telescopio apreciamos un objeto grande, hasta 1 minuto de arco, que presenta fases como la Luna. Si el telescopio es muy potente y las condiciones son excelentes se pueden llegar a ver algunas zonas obscuras con mucha imaginación. Y nada más. Tiene una atmósfera tan densa y cubierta de nubes de ácido sulfúrico que nos impiden ver su superficie. Si estuviera habitado, nunca verían las estrellas, solo un cielo brillante de día y oscuro de noche. Pero es difícil que pueda existir vida. Las condiciones son casi infernales: temperatura de 450º, presión atmosférica de 90 atms, viento casi nulo y por supuesto sin vistas al mar.

En los años 60 se fue desvelando su superficie gracias a las imágenes de radar. El poderoso radiotelescopio de Arecibo (Puerto Rico) de 300 m de antena, junto con el de 64 m de Goldstone (California) y el de 43m de Haystack en Massachussets nos fueron proporcionando las imágenes de radar de su superficie. Las longitudes de onda empleada fueron de 70 cm, 12.5 m y 3.8 m respectivamente. Son capaces de atravesar su densa atmósfera y obtener mapas con una resolución de hasta 2 Km. Teniendo en cuenta que la distancia más próxima es de  50 millones de Km., la hazaña no esta mal. Fig. 2.

El 4 de diciembre de 1978 la sonda Pioner Venus Orbiter, entró en órbita y nos fue enviado datos de su superficie, con una resolución bastante escasa, 75 Km.  El 10 y el 14 de octubre de 1983 dos sondas soviéticas cartografiaron el hemisferio norte con una resolución de pocos kilómetros, e incluso se llegaron a posar en su caliente suelo y enviar las únicas fotos del paisaje venusiano que tenemos. El 10 de agosto de 1990 la sonda Magallanes cambió todo lo conocido hasta entonces. Durante varios años ha estado enviando imágenes de radar y altimetría con una precisión desconocida hasta entonces. Para más detalles os remito al artículo de “Cráteres del sistema solar: Venus” Huygens nº 14 Sept Oct 1998 y al artículo de Ángel Requena “Cartografiando Venus”, Huygens nº 23 Marzo-Abril 2000.

Venus tiene un radio de 6.051 Km. Solo el 1% de su superficie esta 1 Km. por debajo de dicha cota. Y únicamente el 20% de la superficie está 1 Km. por encima. La montaña más elevada se llama monte Maxwell con 11 Km. Y curiosamente es el único accidente geográfico con nombre de varón en Venus, todos los demás tienen nombre femenino. El 60% de sus superficie está a menos de 500 m del radio medio. Comparándola con la Tierra es como si fuera todo corteza tipo continental y no existiera corteza tipo oceánico, más densa y profunda.

 Venus tiene una superficie formada en un 85% por extensas llanuras de lava o fenómenos volcánicos. El 15 % restante consiste en un terreno caótico, elevado, muy fracturado y con numerosas fallas. Es de destacar que en su superficie no apreciamos cráteres de impacto pequeños. No existen inferiores a 2 Km. y se atribuye a su densa atmósfera. Pero si hacemos un recuento del número de cráteres por superficie y lo comparamos con otros cuerpos del sistema solar, podemos deducir que toda la superficie del planeta es muy joven. Tiene una edad inferior a 300 o 500 millones de años.  Existen dos teorías para explicar la situación: Algo que desconocemos debió suceder hace esos millones de años y fue capaz de cubrir todo el planeta por la lava o bien que está en continua actividad volcánica y el reciclaje de su corteza es muy rápido. No sabemos cual es la acertada.  Tenemos el inconveniente que toda la información que poseemos es de un espacio de tiempo muy limitado. Es lo que comentamos en el artículo anterior que no vemos moverse los continentes o las montañas en el curso de una vida humana, pero si que lo hacen en unos cuantos millones de años.

Casi toda la información sobre la superficie de  Venus esta recogido en el informe “Guide to Magellan Image Interpretation“ por John P. Ford. JPL publication. Y el capítulo 9 escrito por John P. Ford. , Jeffrey J. Plaut and Timothy J. Parker trata en exclusiva de los fenómenos volcánicos. Lo podeis encontrar en un CD-Rom llamado Views of the Solar System, de Calvin Hamilton (está en la Biblioteca de la Agrupación).

Otras páginas interesantes son: http://seds.lpl.arizona.edu/billa/tnp/venus.html    y

http://pds.jpl.nasa.gov/planets/welcome/venus.htm.

Los fenómenos volcánicos en Venus se clasifican en llanuras volcánicas, volcanes pequeños, intermedios y grandes incluyendo las calderas. Hay procesos únicos como las coronas y los  aracnoides.

Llanuras volcánicas.

Cubren el 86% de la superficie del planeta. Consisten en grandes extensiones de lava de cientos de kilómetros  longitud.

Corrientes de lava.

Se extienden a lo largo de cientos de kilómetros. Se originan en los volcanes,  grietas o depresiones de la superficie. En otras ocasiones no se aprecian las fuentes que las originan. La corriente de lava puede cubrir superficies lisas, o bien canales o a veces tienen flujos de corriente marginales. Nos sirven para conocer la topografía previa de la región. Muchas corrientes de lava contienen campos de volcanes pequeños y conos volcánicos.

El monte Ozza tiene una gran corriente de lava hacia el sur como se aprecia en la Fig. 3. Tiene varias corrientes superpuestas con distinto brillo en las imágenes de radar.

Otras veces las corriente tienen forma de festones o lóbulos. En la Fig. 4. se aprecia un volcán situado entre Chasma Artemis y Imdr Regio con unos magníficos lóbulos de lava que se extienden unos 360 a 400 km de distancia, con una altura de unos 500 m.

Canales de lava

Tienen una longitud de cientos a miles de kilómetros. Los canales típicos son simples y no ramificados. Los hay muy sinuosos, con meandros, con segmentos de canal abandonados. Otros tramos están ocultos por corrientes de lava. Los grandes se llaman canales y los pequeños se les denomina, arroyos o riachuelos por similitud con los ríos de agua. En muchos casos tanto el origen como el final están cubiertos por corrientes de lava más modernos. Determinando el relieve del canal, y su altura en los distintos tramos, podemos apreciar como en la superficie de Venus se dan procesos de deformación tectónica. (la lava fluida siempre va en sentido descendente como es lógico).

En la Fig. 5 se aprecia un canal de 200 Km. de longitud y 2 Km. de anchura, bastante sinuosa y sin apreciar bien el origen y el final. Otro canal bien definido esta situado en el complejo volcánico llamado de Ammavaru. Tiene más de 1.200 Km. de longitud, con una forma de U invertida, con varios canales tributarios y anastomosis parta terminar en un campo de lava extenso.

El canal mas largo detectado mide nada menos que 6.800 Km. y se llama Valle Baltis. Fig. 6. Es de grosor muy constante. Para formarse la lava debía estar muy fluida, y por tanto muy caliente.

Volcanes pequeños.

Slyuta y Kreslavsky en 1990 y Head en 1992 clasificaron  las estructuras volcánicas en función de su tamaño y morfología. Se consideran pequeños volcanes cuando el diámetro es menor de 20 Km. Típicamente se encuentran en las zonas llanas pero también en las laderas de grandes volcanes, en los aracnoides y las coronas. Se pueden dividir en pequeños volcanes tipo escudo, cono y domos.

Los conos tienen escarpadas pendientes con una pequeña depresión en la cima. Las alturas están comprendidas entre los 200 y 1.700 metros con pendientes de 12 a 23 grados. No suele tener corrientes de lava. Los conos tienden a formar racimos de muchos de ellos. En la Fig. 7 se aprecia un cúmulo de conos con varias fracturas.

Los pequeños escudos tienen límites circulares o alargados, con poca pendiente, y a veces se detecta un cráter volcánico central menor de 1 Km.

Volcanes medianos

 

Los volcanes medianos se definen como aquellos que tienen un diámetro comprendido entre 20 y 100 Km. de diámetro. Típicamente consiste en escudos relativamente simétricos con corrientes de lava radiales y fracturados. Según la forma se les ha clasificado en volcanes tipo anémona, tipo garrapata, Pancake, etc. Veamos los mas típicos.

Volcanes tipo Anémona. Fig. 8.

Llamados así por la forma de las corrientes de lava. El de la imagen mide 40 por 60 Km. Tiene una estructura central más oscura y corrientes de lava centrales brillantes. La imagen es muy demostrativa.

Volcanes tipo Garrapata (tick). Fig. 9.

Mide 65 km. con un cráter central de 35 Km. Tiene crestas brillantes y valles. Al oeste del anillo del volcán parece tener una brecha de lava oscura procedente de un pequeño  cráter de 5 Km.

Domos. Fig. 10.

La mayoría de los domos en Venus tiene un diámetro comprendido entre los 10 y los 100 Km., con una media de 25 Km.  La altura oscila entre los 70 y los 2.000 metros con una media de unos 700 m. Pequeños cráteres son frecuentes  en su superficie. Hay un grupo de siete domos, algunos de ellos superpuestos muy fotogénico situado en la región Alfa. Miden 25 Km. de diámetro con alturas de unos 750 m. Se les ha llamado también volcanes en Pancake.

Grandes volcanes

Tienen diámetros comprendidos entre los 100 y los 600 Km.. Son unos edificios muy grandes con un predominio de corrientes de lava radiales. Uno de los más conocidos es el volcán o Monte Sapas. Fig. 11. Mide 400 Km. de diámetro y 1.5 Km. de altura.

Calderas

Las calderas han sido definidas como una depresión de forma circular no asociada a estructuras volcánicas bien definidas. Es muy característico el modelo de fracturas concéntricas . El ejemplo mas representativo es la llamada Caldera de Sacajawea de 260 por 175 Km. con una depresión de casi 2 Km. de profundidad. Figura 12.

Por último comentar dos estructuras que solo se encuentran en Venus. Las coronas y los aracnoides.

Las coronas son grandes estructuras circulares u ovales, rodeados por acantilados de cientos de Km. de envergadura. Se piensa que son afloramientos del manto. También se han interpretado como domos colapsados sobre su cámara magmática. Fig. 13 muestra dos corona. La de la izquierda se llama Ba’het Patera, mide 230 Km. de largo por 150 de ancho. La de la derecha que no se ve entera mide unos 350 Km. y se llama Onatah.

Tambien es muy bonita la corona llamada Pandora. Fig. 14.

Los aracnoides son fenómenos similares a las coronas pero mas pequeños y alargados. Fig 15. Tienen anillos concéntricos y una compleja red de fracturas que se extienden al exterior. El tamaño varia de los 50 a los 230 Km. Una teoría es que los aracnoides serían los precursores de las coronas. Las líneas brillantes al radar que se extienden durante muchos Km. podrían ser el resultado del afloramiento del magma desde el interior del planeta lo que empujaría la superficie, formando las fracturas. Las imágenes son espectaculares.

El planeta Venus parece que carece de núcleo sólido como la Tierra. Tampoco tenemos evidencias claras que exista tectónica de placas, desplazamiento de la corteza. El calor interno de Venus produciría corrientes convectivas pero no desplazamientos. Una forma de explicar la geología es lo que vemos en la Fig. 16. La corteza se vería deformada por compresiones  laterales, sin producir un hundimiento de unas placas sobre otras como sucede en nuestro planeta.

Como vemos las imágenes de los fenómenos volcánicos en Venus son muy diferentes a las de nuestro planeta. Pero solo por las imágenes nos resulta muy difícil averiguar los fenómenos profundos que las producen.

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