Venus tiene una lenta rotación retrógrada, lo que significa
que gira de Este a Oeste, en lugar de hacerlo de Oeste a Este como lo hacen la
mayoría de los demás planetas mayores (Urano también tiene una rotación
retrógrada, aunque el eje de rotación de Urano, inclinado 97,86°, prácticamente
descansa sobre el plano orbital). Se desconoce por qué Venus es diferente en
este aspecto, aunque podría ser el resultado de una colisión con un asteroide
en algún momento del pasado remoto. Además de esta inusual rotación retrógrada,
el período de rotación de Venus y su órbita están casi sincronizados, de manera
que siempre presenta la misma cara a la Tierra cuando los dos planetas se
encuentran en su máxima aproximación (5.001 días venusianos entre cada
conjunción inferior). Esto podría ser el resultado de las fuerzas de marea que
afectan a la rotación de Venus cada vez que los planetas se encuentran lo
suficientemente cercanos, aunque no se conoce con claridad el mecanismo.
Venus tiene dos mesetas principales a modo de continentes,
elevándose sobre una vasta llanura. La meseta Norte se llama Ishtar Terra y
contiene la mayor montaña de Venus (aproximadamente dos kilómetros más alta que
el Monte Everest), llamada Maxwell Montes en honor de James Clerk Maxwell.
Ishtar Terra tiene el tamaño aproximado de Australia. En el hemisferio Sur se
encuentra Aphrodite Terra, mayor que la anterior y con un tamaño equivalente al
de Sudamérica. Entre estas mesetas existen algunas depresiones del terreno, que
incluyen Atalanta Planitia, Guinevere Planitia y Lavinia Planitia. Con la única
excepción del Monte Maxwell, todas las características distinguibles del
terreno adoptan nombres de mujeres mitológicas.
La densa atmósfera de Venus provoca que los meteoritos se
desintegren bruscamente en su descenso a la superficie, aunque los más grandes
pueden llegar a la superficie, originando un cráter si tienen suficiente
energía cinética. A causa de esto, no pueden formarse cráteres de impacto más
pequeños de 3,2 kilómetros de diámetro.
Aproximadamente el 90% de la superficie de Venus parece
consistir en un basalto recientemente solidificado (en términos geológicos) 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 (no más de algunos cientos de millones de
años en su mayor parte), 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 probablemente similar al de la
Tierra: un núcleo de hierro de unos 3.000 km de radio, con un manto rocoso que
forma la mayor parte del planeta. Según datos de los medidores gravitatorios de
la sonda Magallanes, la corteza de Venus podría ser más dura y gruesa de lo que
se había pensado. Se piensa que Venus no tiene placas tectónicas móviles como
la Tierra, pero en su lugar se producen masivas erupciones volcánicas que
inundan su superficie con lava «fresca». Otros descubrimientos recientes
sugieren que Venus todavía está volcánicamente activo.
Gráfico de altitud y
profundidad de la superficie de Venus.
El campo magnético de Venus es muy débil comparado con el de
otros planetas del Sistema Solar. Esto se puede deber 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 supone 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 escapa tan 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
cual favorece la formación de montañas mayores, profundos acantilados y otras
formaciones.
Durante algún tiempo se creyó que Venus poseía un satélite
natural llamado Neith, llamado así por la diosa Sais del Antiguo Egipto, cuyo
velo ningún mortal podía levantar. Fue aparentemente observado por primera vez
por Giovanni Cassini en 1672. Otras observaciones esporádicas continuaron hasta
1892, pero estos avistamientos fueron desacreditados (eran en su mayor parte
estrellas tenues que parecían estar en el lugar correcto en el momento
correcto), y hoy se sabe que Venus no tiene ningún satélite, si bien el
asteroide 2002 VE68 casi lo es.
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