Geología de Venus
La geología de Venus o Afrodilogía ofrece características superficiales impresionantes que contrastan tanto por su belleza como por su rareza (Figura 1).
Después de la Luna, Venus fue el segundo objeto en el sistema solar en ser explorado por radares en la Tierra.
En 1962 la Mariner 2 voló sobre Venus siendo el primer objeto hecho por el ser humano en transmitir exitosamente datos desde otro planeta.
Más tarde, el mismo año, Venera 10 enviaría otras imágenes de la superficie.
Las imágenes tenían una resolución de 1-2 kilómetros, comparables a los mejores obtenidas con radares terrestres.
En 1985 con la euforia del cometa 1P/Halley, los soviéticos lanzaron a dos módulos de aterrizaje Vega.
La órbita más baja y segura en Venus se ubica a unos 200 km sobre la superficie.
El procedimiento se llevó a cabo a través del aerofrenado, una técnica por la que la nave disminuyó la velocidad para ser atraída por la gravedad del planeta y de esa manera ser frenada lentamente por la fricción con la atmósfera, disminuyendo el apoapsis.
Al día siguiente Magellan se había quemado en la atmósfera de Venus completando una misión exitosa.
Con la invención del telescopio Venus se convirtió en el objeto de observaciones ópticas más interesante.
Otras de estas aseveraciones son que muchos astrónomos aseguraban haber visto puntos brillantes en lugares determinados del disco del planeta sugiriendo que se trataba de una enorme montaña cuya cima sobrepasaba las nubes más altas.
Con el estudio de radares ubicados en la Tierra fue posible identificar algunos patrones topográficos relacionados con cráteres y en los años siguientes las sondas Venera 15 y 16 identificaron casi 150 posibles cráteres de impacto.
La diferencia con respecto a Mercurio, la Luna y Marte (además de varias lunas de los planetas exteriores), que tienen una superficie muy castigada por un intenso proceso de craterización, es que Venus posee una densa atmósfera y un proceso tectónico (en el pasado) que ha ayudado a filtrar los meteoritos eliminando a los más pequeños.
Los cráteres de Venus presentan peculiaridades únicas: en primer lugar, los de Venus parecen ser relativamente nuevos y no parecen haber sufrido el deterioro que se produce por la meteorización.
Otras características únicas son la existencia de novas ("novae") y aracnoides.
Si tales lineamientos, sean éstos grabens o horsts, 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).
Venus no presenta indicios de tectónica de placas, 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 (Figura 13).
Las más pequeñas que han sido identificadas están relacionadas con fracturas lineales o fallas.
En muchas zonas estas fallas presentan un alineamiento paralelo en forma de red.
También se encuentran pequeñas crestas montañosas discontinuas parecidas a las encontradas en la Luna y Marte.
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).
Todavía no se sabe por qué las coladas de lava en Venus son tan grandes.
La lava aa presenta una textura rugosa en forma de pequeños bloques fragmentados.
En Venus no existe el agua y por lo tanto el único proceso erosivo a esperar es la interacción de la atmósfera con la superficie.
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 (Figura 14).
Los yardangs se forman cuando el material transportado por el viento esculpe los frágiles depósitos y produce profundos surcos.
Los patrones lineales del viento asociados con cráteres de impacto siguen una trayectoria en dirección hacia el ecuador.
Los minerales que podrían explicar este comportamiento sobre la superficie de Venus serían perovskitas y pirocloros.
Sólo la exploración in situ permitirán dilucidar los enigmas que han quedado sin resolver.
