GEOLOGIA
Venus tiene una lenta rotación retrógrada lo que significa que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como hacen la mayoría de los demás planetas mayores.
Como explicación a esto, se cree que podría ser resultado de una colisión en el pasado remoto con algún asteroide.
Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes elevándose sobre una vasta llanura. La meseta norte se denomina Ishtar Terra y contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente 2 kms más alta que el Everest) llamada Maxwell Montes. Ishtar Terra tiene aproximadamente el tamaño de Australia.
En el hemisferio Sur se encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior, con un tamaño similar a Sudamérica.
Entre estas dos mesetas hay algunas depresiones del terreno que incluyen Atalanta, Planitia, Guinivere y Lavinia Planitia.
La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se desintegren bruscamente al descender a la superficie, aunque los más grandes terminan llegando, originando cráteres de meteoritos.
Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece consistir en un basalto recientemente solidificado con muy pocos cráteres de meteoritos.
Las formaciones más antiguas presentes en Venus no parecen tener más de 800 millones de años, siendo la mayor parte del suelo considerablemente más joven, lo cual sugiere que Venus sufrió un cataclismo que afectó a su superficie no hace mucho tiempo en el pasado geológico.
El interior de Venus es posiblemente similar al de la Tierra: un núcleo de hierro de unos 3000 kms de radio, con un manto rocoso que forma la mayor parte del planeta.
La sonda Magallanes aportó datos medidores gravitatorios y se vio que la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que se había pensado.
Parece ser que Venus carecería de placas tectónicas móviles como la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que invaden la superficie con lava.
El campo magnético de Venus es muy débil comparado con otros planetas del sistema solar, lo cual puede ser debido a su lenta rotación, insuficiente para formar el sistema de "dinamo interno" de hierro líquido. Como resultado de esto el viento solar golpea la atmósfera de Venus sin ser filtrado.
Se cree que Venus tuvo originalmente tanta agua como la Tierra, pero que, al estar sometida a la acción del Sol sin ningún filtro protector, el vapor de agua en la alta atmósfera se disocia en hidrógeno y oxígeno, escapando el hidrógeno al espacio por su baja masa molecular.
El porcentaje de deuterio (un isótopo pesado del hidrógeno que no se escapa fácilmente) en la atmósfera de Venus parece apoyar esta teoría.
Se supone que el oxígeno molecular se combinó con los átomos de la corteza (aunque grandes cantidades de oxígeno permanecen en la atmósfera en forma de dióxido de carbono).
A causa de esta sequedad, las rocas de Venus son mucho más pesadas que las de la Tierra, lo que favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras formaciones.
Durante algún tiempo, se creyó que Venus poseía un satélite natural llamado Neith, que aparentemente fue observado en 1672 por primera vez por Giovanni Cassini.
Otras observaciones esporádicas continuaron hasta 1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite, si bien el asteroide 2002 VE68 casi lo es.
En cuanto a su estructura interna no hay información sísmica o detalles. Existen pocos datos directos de la geoquímica y la estructura interna de Venus. Pero, la similitud en tamaño y densidad entre Venus y la Tierra sugiere que ambos comparten una estructura interna afín: un núcleo, un manto, y una corteza planetaria.
Al igual que la Tierra, se especula que el núcleo de Venus es al menos parcialmente líquido. El menor tamaño y densidad de Venus indica que las presiones en su interior son considerablemente menores que en la Tierra.
La diferencia principal entre los dos planetas es la carencia de placas tectónicas en Venus, probablemente debido a la sequedad del manto y la superficie. Como consecuencia, la pérdida de calor en el planeta es escasa, evitando su enfriamiento y proporcionando una explicación viable sobre la carencia de un campo magnético interno.
Dejamos aquí esta entrada. En la próxima, veremos la observación y exploración de Venus, y sus tránsitos, así como las más destacadas referencias culturales a nivel popular de este planeta.
El siguiente video, muy breve nos muestra la imagen de una erupción volcánica en Venus.
Fuentes:
- Arnett, Bill. Venus [en línea]. The Nine Planets, A Multimedia Tour of the Solar System, 2005.
- Cattermole, Peter & Moore, Patrick. Atlas of Venus. Cambridge University Press. European Space Agency. Venus Express [en línea], 2oo5.
- Grayzeck, Ed. Venus Fact Sheet [en línea]. NASA, 2004.
- Mallama, A (1996). «Schroeter's Effect and the twilight model for Venus». Journal of the British Astronomical Association 106.
- Mitchell, Don P. The Soviet Exploration of Venus [en línea], 2004.
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- Vienna University of Technology. Venus Three-Dimensional Views [en línea]. A Trip Into Space, 2004.
- Goettel, K.A.; Shields, J.A. & Decker, D.A. (1981). "La Densidad limita la composición de Venus".
- Wikipedia, la enciclopedia libre.
- Datos de la NASA sobre Venus.
