Venus fue un mundo de fuego, pero hoy solo quedan vestigios de su furia. Sin embargo, la ciencia apunta a cuatro volcanes que podrían desafiar el silencio, manteniendo viva la llama de la actividad geológica en el planeta más infernal del Sistema Solar.
Cuando pensamos en volcanes, nuestra mente suele viajar a lugares familiares de la Tierra, como Hawái o Islandia. Pero ¿qué hay de otros mundos? Los volcanes extraterrestres nos ofrecen una perspectiva fascinante sobre la geología planetaria. Y entre nuestros vecinos planetarios, Venus, a menudo apodado «el planeta hermano» por su tamaño similar a la Tierra, presenta un misterio volcánico particularmente intrigante. Sus condiciones superficiales son infernales, con una atmósfera casi 100 veces más densa que la nuestra, nubes de ácido sulfúrico y temperaturas extremas. La gran pregunta que sigue flotando en el aire venusino es: ¿Sigue activo el vulcanismo en Venus, y cómo y dónde ocurre?
Aunque a primera vista Venus parece estar lleno de características volcánicas extrañas, como «panqueques», «arañas» o patrones concéntricos, la peculiaridad a menudo reside más en lo que les sucede a estas estructuras después de la erupción, debido a la deformación de la corteza venusiana, que al vulcanismo en sí. La corteza de Venus es muy deformable, propensa a fracturarse, plegarse, hundirse o arrugarse, alterando la forma original de los volcanes.
Estudiar la superficie de Venus es un desafío monumental debido a su atmósfera opaca. Las densas nubes que dan a Venus su notable brillo en nuestro cielo ocultan completamente su superficie. Para superarlo hay que emplear métodos de observación como sondas lanzadas hacia Venus con un radar. Las microondas emitidas por el radar pueden perforar la atmósfera, permitiendo «ver» las características de la superficie. Las imágenes de radar no muestran el color real de la superficie, sino propiedades como la textura, el ángulo de incidencia y otras.
¿Qué nos dicen las imágenes de radar?
La textura es una pista crucial. Las áreas que aparecen brillantes en las imágenes de la sonda Magallanes a lo largo de los años suelen tener una superficie rugosa. Los flujos de lava jóvenes, como los encontrados en Maat Mons, pueden ser muy brillantes debido a su superficie irregular. Fallas o acantilados también se ven brillantes por las irregularidades de la roca. Por el contrario, las áreas oscuras son más lisas, a menudo cubiertas de arena o polvo. Las superficies de lagos de lava solidificados también pueden aparecer relativamente oscuras.
Además de las imágenes de radar, también disponemos de datos de topografía estereográfica de baja resolución que nos ayudan a comprender la forma de montañas y depresiones, y cómo los volcanes se han deformado con el tiempo. Estos datos son a menudo visualizados usando herramientas como el archivo Google Venus kmz.
Descifrando la edad: Cómo leer la historia de Venus
Una vez que tenemos los datos de la superficie, ¿cómo determinamos su edad y actividad? En la Tierra, la superficie cambia constantemente; es difícil reconocer un cono de escoria de un millón de años. Pero en Venus, a menudo estamos mirando volcanes que tienen cientos de millones de años. Las técnicas convencionales utilizadas en la Luna o Marte, como el conteo de cráteres, son limitadas en Venus. Su densa atmósfera quema la mayoría de los meteoritos entrantes, y solo los más grandes logran impactar la superficie y formar cráteres.
Aun así, ha permitido establecer que la superficie venusiana tiene una edad promedio de alrededor de 500 ± 200 millones de años, una edad muy antigua. La distribución relativamente homogénea de los cráteres sugiere que la mayor parte de la superficie se formó en un corto período de tiempo, lo que ha llevado a la interpretación de que hubo un evento o período masivo de génesis de nueva superficie seguido de quietud.
Además de los cráteres, otras características nos dan pistas sobre la edad: las arrugas ya que medida que la superficie envejece, puede contraerse, formando «arrugas» en forma de pliegues o fallas de cabalgamiento. Las fracturas, algunas son diques (intrusiones de magma) que aparecen como filamentos brillantes en las imágenes de radar, a veces extendiéndose miles de kilómetros. La deformación, los volcanes venusianos tienden a deformarse con el tiempo. Las áreas de la cumbre a menudo se convierten en depresiones por subsidencia. Los volcanes más jóvenes y menos cubiertos de polvo tienden a ser los más altos. Por lo tanto, la elevación también puede ser un indicador de edad. La aspereza o suavidad de la superficie es un criterio clave.
Buscando a los jóvenes: Los volcanes de «edad Ozza»
La aspereza de la superficie es el criterio más directo para encontrar flujos de lava jóvenes. Basándose en esto, se identificaron los volcanes con lavas de aspecto más joven, aquellos que no parecen estar suavizados por el polvo o la meteorización. Estos fueron denominados volcanes de «edad Ozza», ya que Ozza Mons es el sistema más grande entre ellos. La hipótesis es que los volcanes activos deben estar entre ellos, asumiendo una tasa de meteorización similar en todo el planeta. Se han clasificado 16 volcanes como de edad Ozza. Son estructuras gigantescas, a menudo mucho más grandes que los estratovolcanes o escudos terrestres.
Referencias
Héctor Sacristán García The volcanic dusk of Venus
David Sandwell, Ross Beyer, Ekaterina Tymofyeyeva, Catherine Johnson, Stafford Marquardt, Jenifer Austin, Kurt Schwehr. Google Venus
La paradoja de la juventud: ¿Jóvenes, pero inactivos?
Sin embargo, la mayoría de estos 16 volcanes de aspecto joven no parecen estar activos en la actualidad. La lista de volcanes potencialmente activos se reduce a solo cuatro. ¿Por qué? Muchos de estos volcanes están deformados de manera que sugiere que no han entrado en erupción en un intervalo de tiempo muy largo, al menos no según los estándares terrestres.
Muchos de estos volcanes se encuentran a lo largo de los rifts tropicales. Si un volcán tiene lavas cortadas por fallas relacionadas con el rifting (la litosfera se estira y se fractura, creando una depresión alargada y fisuras a través de las cuales se puede producir actividad volcánica), y no hay lavas más recientes que cubran o rellenen esas fallas, sugiere un largo período de inactividad volcánica mientras la tectónica continuaba.
Tenemos varios ejemplos de “juventud inactiva” como Sapas Mons. Sus lavas cubren un área enorme (casi 170.000 km², el doble del tamaño de Islandia). Sin embargo, a pesar de su tamaño, es un volcán muy bajo, apenas 2 kilómetros por encima de su entorno. Y el volcán Theia Mons, de edad Ozza en Beta Regio. Cubre más de 300.000 km² en lavas jóvenes. Al igual que Sapas, si Theia Mons estuviera activo, las erupciones se estarían acumulando dentro de esta profunda depresión, pero las imágenes muestran una depresión cumbre cubierta de polvo y cortada por escarpes de falla, sin signos de lava reciente. Este es un claro ejemplo de por qué la mayoría de los volcanes venusianos, a pesar de su aspecto joven, pueden descartarse como activos. Los 16 volcanes de aspecto más joven probablemente tuvieron la mayor parte de su actividad hace más de 100 millones de años. Esto sugiere un «letargo volcánico».
Los cuatro candidatos para seguir vivos
Basado en la ausencia de deformación o fallas posteriores a la lava, solo cuatro volcanes de edad Ozza son considerados potencialmente activos: El volcán sin nombre del sur de Devana Chasma: Un área de 3.300 km² de lava muy brillante que ha llenado una parte del valle de rift. Su lava parece no haber sido afectada por el rifting posterior. Si el rift todavía está activo, este volcán también debería estarlo. Kono Mons situado en Zverine Chasma. Después de que el valle de rift cortara el escudo volcánico original, se emitieron más lavas dentro del rift, cubriendo unos 6.000 km². Si el sistema de rift sigue activo, Kono Mons también debería estarlo.
Y los otros dos son Ozza Mons y Maat Mons: Ubicados en Atla Regio, estas dos «diosas» son las que tienen las mejores posibilidades de estar activas. Probablemente representan la gran mayoría de la lava erupcionada en Venus en tiempos «Ozza». Maat Mons, en particular, parece ser el volcán más activo. Un artículo científico de 2023 de Herrick y Hensley encontró cambios en un cráter de pozo en Maat Mons entre dos imágenes de la sonda Magallanes tomadas con 30 años de diferencia. El cráter parecía haberse agrandado y parcialmente llenado de lava, lo que parece confirmar que hay un cierto nivel de actividad en Maat Mons.
Planeta ambiguo
El estado del vulcanismo en Venus parece ser un punto intermedio entre un planeta completamente muerto, que fue -a nivel superficie- “repavimentado” en un evento antiguo y apocalíptico, y un planeta con actividad volcánica constante. La actividad tectónica y volcánica se ha extendido por cientos de millones de años, pero el nivel de actividad actual está lejos de lo que fue en el pasado. Volcanes que parecían prometedores por su altura, como Theia Mons o Tepev Mons, resultaron estar inactivos tras una inspección más detallada. Según la evidencia actual, solo cuatro volcanes podrían estar todavía erupcionando, y solo uno de ellos, Maat Mons, lo hace con vigor.
Aunque el futuro es incierto, no se sabe si es una tendencia continua de desvanecimiento o si el vulcanismo es cíclico y está pasando por una fase baja, lo que sí está claro es que la Tierra es un planeta geológicamente mucho más activo que Venus. Estudiar la historia volcánica de Venus, con sus gigantescos diques, intrusiones estratificadas masivas y flujos de lava de miles de kilómetros, nos ayuda a apreciar la diversidad y evolución del vulcanismo en los planetas rocosos.
