Geología de Venus

La geología de Venus es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta Venus . Dentro del Sistema Solar , es el más cercano a la Tierra y el que más se asemeja a ella en términos de masa, pero carece de campo magnético intrínseco y tectónica de placas reconocible . Aproximadamente el 75% de la superficie está compuesta de roca desnuda, predominantemente roca volcánica , con algunas capas delgadas y discontinuas de regolito . Esto contrasta marcadamente con la Tierra, la Luna y Marte . Si bien existen algunos cráteres de impacto , la gran mayoría de la superficie está libre de ellos. Esto se debe en parte al grosor de la atmósfera venusina, que desintegra los pequeños impactores antes de que lleguen al suelo, pero la escasez de cráteres grandes podría deberse a la renovación volcánica de la superficie, posiblemente de naturaleza catastrófica. El vulcanismo parece ser el principal agente de cambio geológico en Venus. Algunas de las formas del relieve volcánico parecen ser únicas del planeta, como los arácnidos y los domos panqueque . Existen volcanes en escudo y compuestos similares a los que se encuentran en la Tierra, aunque estos volcanes son significativamente más bajos que los que se encuentran en la Tierra o Marte. ^{[ 1 ]} Dado que Venus tiene aproximadamente el mismo tamaño, densidad y composición que la Tierra, es plausible que el vulcanismo continúe en el planeta en la actualidad, como lo demuestran estudios recientes. ^{[ 2 ]}

La mayor parte de la superficie venusina es relativamente plana y se divide en tres unidades topográficas generales: tierras bajas, tierras altas y llanuras. En los inicios de la observación por radar, las tierras altas se compararon con los continentes de la Tierra, pero investigaciones modernas han demostrado que esta comparación es superficial y que la ausencia de tectónica de placas la hace engañosa. Existen rasgos tectónicos, aunque limitados, incluyendo cinturones de deformación lineales compuestos por pliegues y fallas. Estos podrían ser causados ​​por la convección del manto . Muchos de los rasgos tectónicos, como las teselas (grandes regiones de terreno altamente deformado, plegado y fracturado en dos o tres dimensiones) y los aracnoides (estructuras que se asemejan a una telaraña), están asociados con el vulcanismo.

Las formaciones eólicas no son comunes en la superficie del planeta, pero existen pruebas considerables de que su atmósfera provoca la meteorización química de las rocas, especialmente en altitudes elevadas. El planeta es notablemente seco, con solo una mínima cantidad de vapor de agua (20 ppm ) en su atmósfera . En las imágenes de radar de la superficie no se observan formaciones que indiquen la presencia de agua o hielo en el pasado. La atmósfera muestra evidencia isotópica de haber perdido elementos volátiles debido a la desgasificación y la erosión del viento solar a lo largo del tiempo, lo que sugiere la posibilidad de que Venus haya tenido agua líquida en algún momento del pasado remoto; sin embargo, no se ha encontrado evidencia directa de ello. Hoy en día, persisten numerosas especulaciones sobre la historia geológica de Venus.

La superficie de Venus es de difícil acceso debido a las condiciones extremas y la permanente capa de nubes. Una atmósfera densa, con una presión superior a 90 bares y temperaturas que alcanzan los 470 °C (878 °F), limita considerablemente la vida útil de cualquier sonda que aterrice en su superficie. Gran parte de lo que se sabe sobre Venus proviene de observaciones de radar orbital , ya que la superficie permanece permanentemente oculta en longitudes de onda visibles por la capa de nubes. Además, varias sondas de aterrizaje han enviado datos desde la superficie, incluidas imágenes de las sondas Venera .  

Estudios publicados en octubre de 2023 sugieren por primera vez que Venus pudo haber tenido tectónica de placas en la antigüedad y, como resultado, pudo haber tenido un entorno más habitable , posiblemente capaz de albergar formas de vida . ^{[ 3 ] [ 4 ]}

La superficie de Venus es relativamente plana. Cuando la sonda Pioneer Venus Orbiter cartografió el 93 % de su topografía , los científicos descubrieron que la distancia total desde el punto más bajo hasta el punto más alto de toda la superficie era de unos 13 kilómetros (8,1 millas) , aproximadamente la misma que la distancia vertical entre el fondo oceánico de la Tierra y las cumbres más altas del Himalaya . Esta similitud es de esperar, ya que los máximos contrastes de elevación alcanzables en un planeta están determinados en gran medida por la fuerza de su gravedad y la resistencia mecánica de su litosfera ; estas características son similares para la Tierra y Venus. ^{[ 5 ] : 183} 

Según los datos de los altímetros de la sonda Pioneer Venus Orbiter , casi el 51 % de la superficie se encuentra a menos de 500 metros (1600 pies) del radio medio de 6052 km (3761 millas) ; solo el 2 % de la superficie se encuentra a elevaciones superiores a 2 kilómetros (1,2 millas) del radio medio. Esto le confiere a Venus una hipsometría muy precisa .   

El experimento de altimetría de Magellan confirmó el carácter general del paisaje. Según los datos de Magellan, el 80% de la topografía se encuentra dentro de 1 km (0,62 mi) del radio medio. Las elevaciones más importantes se encuentran en las cadenas montañosas que rodean Lakshmi Planum : Maxwell Montes (11 km, 6,8 mi), Akna Montes (7 km, 4,3 mi) y Freya Montes (7 km, 4,3 mi). A pesar del paisaje relativamente plano de Venus, los datos de altimetría también encontraron grandes llanuras inclinadas. Tal es el caso en el lado suroeste de Maxwell Montes, que en algunas partes parece estar inclinado unos 45°. Se registraron inclinaciones de 30° en Danu Montes y Themis Regio .        

Tierras altas

Las tierras altas cubren aproximadamente el 10 % de la superficie del planeta, y se definen como áreas con una elevación superior a 2 km (1,2 millas) . Las provincias de tierras altas más grandes son Afrodita Terra , Ishtar Terra y Lada Terra , así como las regiones Beta Regio , Phoebe Regio y Themis Regio . Las regiones Alpha Regio , Bell Regio , Eistla Regio y Tholus Regio son regiones de tierras altas más pequeñas.  

Parte del terreno en estas áreas es particularmente eficiente para reflejar señales de radar, apareciendo brillante en imágenes de radar de apertura sintética. ^{[ 6 ] : p. 1} Esto es posiblemente análogo a las líneas de nieve en la Tierra y probablemente esté relacionado con temperaturas y presiones allí que son más bajas que en las otras provincias debido a la mayor elevación, lo que permite que se presente una mineralogía distinta. ^{[ nota 1 ]} Se cree que las formaciones rocosas de gran elevación pueden contener o estar recubiertas por minerales que tienen altas constantes dieléctricas . ^{[ 6 ] : 1} Los minerales de alta constante dieléctrica serían estables a las temperaturas ambiente en las tierras altas, pero no en las llanuras que componen el resto de la superficie del planeta. La pirita , un sulfuro de hierro, cumple con estos criterios y se sospecha ampliamente como una posible causa; se produciría por meteorización química de las tierras altas volcánicas después de una exposición prolongada a la atmósfera venusina que contiene azufre. ^{[ 8 ]} La presencia de pirita en Venus ha sido cuestionada, y el modelado atmosférico muestra que podría no ser estable bajo las condiciones atmosféricas venusinas. ^{[ 9 ]} Se han propuesto otras hipótesis para explicar la mayor reflectividad del radar en las tierras altas, incluyendo la presencia de un material ferroeléctrico cuya constante dieléctrica cambia con la temperatura (ya que Venus tiene un gradiente de temperatura variable con la altitud). ^{[ 10 ]} Se ha observado que el carácter de las tierras altas brillantes en el radar no es uniforme en toda la superficie de Venus. Por ejemplo, Maxwell Montes muestra un cambio brusco, similar a una línea de nieve, en la reflectividad, lo cual es consistente con un cambio en la mineralogía, mientras que Ovda Regio muestra una tendencia de brillo ascendente más gradual. La tendencia de brillo ascendente en Ovda Regio es consistente con una firma ferroeléctrica y se ha sugerido que indica la presencia de clorapatita . ^{[ 11 ]}

Diez naves espaciales han aterrizado con éxito en Venus y han devuelto datos; todas fueron lanzadas por la Unión Soviética . Venera 9 , 10 , 13 y 14 tenían cámaras y devolvieron imágenes de regolito y roca . Los resultados de espectrofotometría mostraron que estas cuatro misiones levantaron nubes de polvo al aterrizar, lo que significa que algunas de las partículas de polvo deben ser más pequeñas que aproximadamente 0,02  mm. Las rocas en los cuatro sitios mostraron capas finas, algunas capas eran más reflectantes que otras. Los experimentos en rocas en los sitios de Venera 13 y 14 encontraron que eran porosas y fácilmente triturables (soportando cargas máximas de 0,3 a 1 MPa ) ^{[ nota 2 ]} estas rocas pueden ser sedimentos débilmente litificados o toba volcánica. ^{[ 7 ] : 1709} La espectrometría reveló que los materiales superficiales en los aterrizajes de Venera 9, 10, 14 y Vega 1 y 2 presentaban composiciones químicas similares a basaltos toleíticos, mientras que los sitios de Venera 8 y 13 se asemejaban químicamente a basaltos alcalinos. ^{[ 7 ] : 1707–1709}

Los estudios de radar terrestres permitieron identificar algunos patrones topográficos relacionados con los cráteres , y las sondas Venera 15 y Venera 16 identificaron casi 150 de estas formaciones, probablemente de origen por impacto. Posteriormente, la cobertura global de la sonda Magellan permitió identificar cerca de 900 cráteres de impacto.

Comparado con Mercurio , la Luna y otros cuerpos similares, Venus tiene muy pocos cráteres. En parte, esto se debe a que la densa atmósfera de Venus quema los meteoritos más pequeños antes de que impacten la superficie. ^{[ 14 ]} Los datos de Venera y Magellan coinciden: hay muy pocos cráteres de impacto con un diámetro menor a 30 kilómetros (19 mi) , y los datos de Magellan muestran la ausencia de cualquier cráter menor a 2 kilómetros (1,2 mi) de diámetro. Los cráteres pequeños son irregulares y aparecen en grupos, lo que apunta a la desaceleración y la fragmentación de los impactadores. ^{[ 14 ]} Sin embargo, también hay menos cráteres grandes, y estos parecen relativamente jóvenes; rara vez están llenos de lava, lo que muestra que se formaron después de que cesó la actividad volcánica en el área, y los datos de radar indican que son rugosos y no han tenido tiempo de erosionarse.  

En comparación con la situación en cuerpos como la Luna, es más difícil determinar las edades de diferentes áreas de la superficie de Venus, basándose en el recuento de cráteres, debido a la pequeña cantidad de cráteres disponibles. ^{[ 15 ]} Sin embargo, las características de la superficie son consistentes con una distribución completamente aleatoria, ^{[ 16 ]} lo que implica que la superficie de todo el planeta tiene aproximadamente la misma edad, o al menos que áreas muy grandes no difieren mucho en edad del promedio.

En conjunto, estas evidencias sugieren que la superficie de Venus es geológicamente joven. La distribución de los cráteres de impacto parece ser más consistente con los modelos que postulan una renovación casi completa de la superficie del planeta. Tras este período de intensa actividad, las tasas de los procesos disminuyeron y los cráteres de impacto comenzaron a acumularse, con solo modificaciones y renovaciones menores desde entonces.

Las estimaciones de edad basadas en el recuento de cráteres indican una superficie joven, en contraste con las superficies mucho más antiguas de Marte, Mercurio y la Luna. ^{[ nota 3 ]} Que esto ocurra en un planeta sin reciclaje cortical por tectónica de placas requiere una explicación. Una hipótesis es que Venus experimentó algún tipo de renovación global de la superficie hace unos 300-500 millones de años que borró la evidencia de cráteres más antiguos. ^{[ 17 ]}

Una posible explicación para este evento es que forma parte de un proceso cíclico en Venus. En la Tierra, la tectónica de placas permite que el calor escape del manto por advección , el transporte de material del manto a la superficie y el retorno de la corteza antigua al manto. Pero Venus no tiene evidencia de tectónica de placas, por lo que esta teoría afirma que el interior del planeta se calienta (debido a la desintegración de elementos radiactivos) hasta que el material del manto está lo suficientemente caliente como para abrirse paso hacia la superficie. ^{[ 18 ]} El evento de renovación de la superficie subsiguiente cubre la mayor parte o la totalidad del planeta con lava, hasta que el manto se enfría lo suficiente como para que el proceso comience de nuevo.

Existen varias hipótesis sobre un evento de renovación global de la superficie de Venus. La hipótesis de renovación catastrófica propone que Venus experimentó un evento geológico a escala planetaria que reemplazó la mayor parte de su superficie en un corto período de tiempo. Esta hipótesis se basa en la distribución relativamente uniforme de cráteres y la ausencia de regiones con terrenos significativamente más antiguos, lo que sugiere que la superficie de Venus se renovó globalmente en un episodio sincrónico. ^{[ 19 ]} En este escenario, el calor interno se acumularía bajo una litosfera estancada durante cientos de millones de años debido a la ausencia de tectónica de placas. Una vez alcanzado un umbral térmico crítico, se liberaría un gran volumen de magma, causando una extensa renovación volcánica y deformación tectónica. ^{[ 19 ]}

Para respaldar esta hipótesis, los análisis de los cráteres, así como su conteo, han demostrado que la edad de retención de los cráteres en la superficie es uniforme en todo el planeta. Dado que también existe una distribución casi aleatoria de los casi 1000 cráteres de impacto identificados en Venus, esto muestra la ausencia de agrupamiento que se esperaría de un proceso de renovación constante de la superficie. ^{[ 20 ] [ 21 ]} Estas observaciones son consistentes con un evento global de corta duración.

La hipótesis del resurgido en equilibrio cuestiona la idea de un evento global repentino y postula que Venus ha experimentado un resurgido volcánico y tectónico continuo o casi continuo a lo largo de su historia. Este modelo afirma que los cráteres se entierran, deforman o borran gradualmente durante largos períodos de tiempo debido a la actividad volcánica, lo que da lugar a una población de cráteres aparentemente homogénea. ^{[ 22 ] [ 23 ]}

Reconociendo las limitaciones de ambos modelos, recientemente se han realizado trabajos que proponen escenarios híbridos de renovación de la superficie. Estos escenarios combinan aspectos de procesos tanto catastróficos como de equilibrio. En estos modelos, la renovación de la superficie puede ocurrir en pulsos: breves episodios de intensa actividad volcánica separados por períodos más largos de inactividad. Estos eventos episódicos podrían tener una extensión global o estar concentrados regionalmente, y a lo largo del tiempo geológico podrían producir la distribución de cráteres observada sin necesidad de una única fase catastrófica de renovación de la superficie. ^{[ 24 ]}

Datos recientes de radar y modelos sugieren que Venus aún podría estar geológicamente activo. La posible actividad volcánica en sitios como Maat Mons podría indicar procesos de renovación de la superficie en curso, lo que favorece los escenarios de renovación de la superficie en equilibrio o híbridos. ^{[ 25 ]} El modelado de la dinámica del manto venusiano bajo un régimen de tapa estancada también muestra acumulación y liberación periódica de calor que podría resultar naturalmente en un comportamiento de renovación de la superficie no estacionario.

La superficie de Venus está dominada por el vulcanismo . Aunque Venus es superficialmente similar a la Tierra, parece que las placas tectónicas tan activas en la geología terrestre no existen en Venus. Alrededor del 80% del planeta consiste en un mosaico de llanuras de lava volcánica , salpicadas por más de cien grandes volcanes en escudo aislados , y muchos cientos de volcanes más pequeños y estructuras volcánicas como las coronas . Se cree que estas características geológicas son casi exclusivas de Venus: enormes estructuras en forma de anillo de 100 a 300 kilómetros (62 a 186 millas) de diámetro que se elevan cientos de metros sobre la superficie. El único otro lugar donde se han descubierto es en Miranda , la luna de Urano . Se cree que se forman cuando columnas de material caliente ascendente en el manto empujan la corteza hacia arriba formando una cúpula, que luego colapsa en el centro a medida que la lava fundida se enfría y se filtra por los lados, dejando una estructura en forma de corona: la corona.

Se observan diferencias en los depósitos volcánicos. En muchos casos, la actividad volcánica se localiza en una fuente fija, y los depósitos se encuentran en las proximidades de dicha fuente. Este tipo de vulcanismo se denomina «vulcanismo centralizado», ya que los volcanes y otras características geográficas forman regiones diferenciadas. El segundo tipo de actividad volcánica no es radial ni centralizado; los basaltos de inundación cubren amplias extensiones de la superficie, de forma similar a formaciones como las Trampas del Decán en la Tierra. Estas erupciones dan lugar a volcanes de tipo «flujo».

Los volcanes de menos de 20 kilómetros (12 millas) de diámetro son muy abundantes en Venus y pueden ser cientos de miles o incluso millones. Muchos tienen la apariencia de domos aplanados o "panqueques", que se cree que se formaron de manera similar a los volcanes en escudo de la Tierra. ^{[ nota 4 ]} Estos volcanes de domo panqueque son formaciones bastante redondas que tienen menos de 1 kilómetro (0,62 millas) de altura y muchas veces más ancho. Es común encontrar grupos de cientos de estos volcanes en áreas llamadas campos de escudo. Los domos de Venus son entre 10 y 100 veces más grandes que los formados en la Tierra. Generalmente están asociados con "coronas" y teselas . Se cree que los panqueques se formaron por la erupción de lava altamente viscosa y rica en sílice bajo la alta presión atmosférica de Venus. Se cree que los domos llamados domos de margen festoneado (comúnmente llamados garrapatas porque parecen domos con numerosas patas ) han sufrido eventos de remoción en masa, como deslizamientos de tierra en sus márgenes. En ocasiones, se pueden observar depósitos de escombros esparcidos a su alrededor.  

En Venus, los volcanes son principalmente de tipo escudo. Sin embargo, su morfología difiere de la de los volcanes en escudo de la Tierra. En la Tierra, los volcanes en escudo pueden tener unas pocas decenas de kilómetros de ancho y hasta 10 kilómetros de altura (6,2 millas), como en el caso del Mauna Kea , medidos desde el fondo marino . En Venus, estos volcanes pueden abarcar cientos de kilómetros cuadrados, pero son relativamente planos, con una altura media de 1,5 kilómetros (0,93 millas) .  

Otras características únicas de la superficie de Venus son las novas (redes radiales de diques o fosas tectónicas ) y los aracnoides . Una  nova se forma cuando grandes cantidades de magma se extruyen sobre la superficie, creando crestas y trincheras radiantes que reflejan fuertemente el radar. Estos diques forman una red simétrica alrededor del punto central donde emergió la lava, donde también puede haber una depresión causada por el colapso de la cámara magmática .

Los arácnidos reciben ese nombre porque se asemejan a una telaraña , con varios óvalos concéntricos rodeados por una compleja red de fracturas radiales similares a las de una nova. Se desconoce si las aproximadamente 250 estructuras identificadas como arácnidos comparten un origen común o si son el resultado de diferentes procesos geológicos.

A pesar de que Venus aparentemente no posee un sistema global de placas tectónicas como tal, la superficie del planeta presenta diversas características asociadas con la actividad tectónica local. Se observan fallas , pliegues y volcanes, cuya formación podría deberse en gran medida a procesos en el manto.

El vulcanismo activo de Venus ha generado cadenas montañosas plegadas, valles de rift y terrenos conocidos como teselas , palabra que en griego significa "baldosas". Las teselas muestran los efectos de eones de compresión y deformación tensional.

A diferencia de las deformaciones terrestres, las deformaciones en Venus están directamente relacionadas con las fuerzas dinámicas regionales dentro del manto del planeta . Los estudios gravitacionales sugieren que Venus se diferencia de la Tierra por carecer de astenosfera , una capa de menor viscosidad y debilidad mecánica que permite el movimiento de las placas tectónicas de la corteza terrestre. La aparente ausencia de esta capa en Venus sugiere que la deformación de la superficie venusina debe explicarse por movimientos convectivos dentro del manto del planeta.

Las deformaciones tectónicas en Venus se producen en diversas escalas, siendo las más pequeñas las fracturas o fallas lineales. En muchas zonas, estas fallas aparecen como redes de líneas paralelas. Se observan pequeñas crestas montañosas discontinuas que se asemejan a las de la Luna y Marte . Los efectos del extenso tectonismo se evidencian en la presencia de fallas normales , donde la corteza se ha hundido en una zona con respecto a la roca circundante, y fracturas superficiales. Las imágenes de radar muestran que este tipo de deformación se concentra en cinturones ubicados en las zonas ecuatoriales y en altas latitudes australes . Estos cinturones tienen cientos de kilómetros de ancho y parecen interconectarse por todo el planeta, formando una red global asociada a la distribución de volcanes.

Las grietas de Venus, formadas por la expansión de la litosfera , son grupos de depresiones de decenas a cientos de metros de ancho que se extienden hasta 1000 km de longitud. Estas grietas suelen estar asociadas a grandes elevaciones volcánicas en forma de domos, como las de Beta Regio , Atla Regio y la parte occidental de Eistla Regio . Estas tierras altas parecen ser el resultado de enormes plumas del manto (corrientes ascendentes de magma) que han provocado elevación, fracturación, fallas y vulcanismo.  

La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra , se formó mediante procesos de compresión, expansión y desplazamiento lateral. Otro tipo de accidente geográfico, presente en las tierras bajas, consiste en cinturones de crestas que se elevan varios metros sobre la superficie, con cientos de kilómetros de ancho y miles de kilómetros de largo. Existen dos grandes concentraciones de estos cinturones: una en Lavinia Planitia, cerca del polo sur, y la segunda junto a Atalanta Planitia, cerca del polo norte.

Las teselas se encuentran principalmente en Afrodita Terra , Alpha Regio , Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra ( Fortuna Tessera ). Estas regiones contienen la superposición e intersección de fosas tectónicas de diferentes unidades geológicas, lo que indica que son las partes más antiguas del planeta. En un principio se pensó que las teselas eran continentes asociados a placas tectónicas como las de la Tierra; en realidad, probablemente sean el resultado de inundaciones de lava basáltica que formaron grandes llanuras, las cuales posteriormente fueron sometidas a una intensa fracturación tectónica. ^{[ 7 ]}

No obstante, estudios publicados el 26 de octubre de 2023 sugieren que Venus, por primera vez, pudo haber tenido tectónica de placas en la antigüedad. Como resultado, Venus pudo haber tenido un entorno más habitable y posiblemente alguna vez capaz de albergar formas de vida . ^{[ 3 ] [ 4 ]}

La corteza de Venus parece tener un espesor promedio de 20 a 25 kilómetros (12 a 16 millas) y está compuesta de rocas de silicato máfico . ^{[ 26 ]} El manto de Venus tiene un espesor aproximado de 2840 kilómetros (1760 millas) , y su composición química es probablemente similar a la de las condritas . ^{[ 7 ] : 1729} Dado que Venus es un planeta terrestre , se presume que tiene un núcleo, compuesto de hierro y níquel semisólidos con un radio de aproximadamente 3000 kilómetros (1900 millas) .   

La falta de datos sísmicos de Venus limita considerablemente lo que se puede saber con certeza sobre la estructura del manto del planeta, pero se han modificado modelos del manto terrestre para realizar predicciones. Se espera que la parte superior del manto, desde aproximadamente 70 a 480 kilómetros (43 a 298 millas) de profundidad, esté compuesta principalmente por el mineral olivino . Al descender a través del manto, la composición química permanece prácticamente igual, pero entre los 480 y 760 kilómetros (300 y 470 millas) de profundidad, el aumento de la presión provoca que la estructura cristalina del olivino cambie a la estructura más compacta de la espinela . Otra transición ocurre entre los 760 y 1000 kilómetros (470 y 620 millas) de profundidad, donde el material adquiere estructuras cristalinas progresivamente más compactas de ilmenita y perovskita , y gradualmente se asemeja más a la perovskita hasta alcanzar el límite del núcleo. ^{[ 7 ] : 1729–1730}   

Venus es similar a la Tierra en tamaño y densidad, y por lo tanto probablemente también en composición global, pero no tiene un campo magnético significativo . ^{[ 7 ] : 1729–1730} El campo magnético de la Tierra es producido por lo que se conoce como la dinamo del núcleo , que consiste en un líquido conductor de electricidad, el núcleo externo de níquel-hierro que rota y está en convección . Se espera que Venus tenga un núcleo conductor de electricidad de composición similar, y aunque su período de rotación es muy largo (243,7 días terrestres), las simulaciones muestran que esto es suficiente para producir una dinamo. ^{[ 27 ]} Esto implica que Venus carece de convección en su núcleo externo. La convección ocurre cuando hay una gran diferencia de temperatura entre la parte interna y externa del núcleo, pero dado que Venus no tiene tectónica de placas para liberar el calor del manto, es posible que la convección del núcleo externo esté siendo suprimida por un manto caliente. También es posible que Venus carezca de un núcleo interno sólido por la misma razón, si el núcleo es demasiado caliente o no está bajo la presión suficiente para permitir que el níquel-hierro fundido se solidifique allí. ^{[ 7 ] : 1730 [ nota 5 ]}

Los flujos de lava en Venus suelen ser mucho más grandes que los de la Tierra, alcanzando cientos de kilómetros de longitud y decenas de kilómetros de ancho. Aún se desconoce por qué estos campos de lava o flujos lobulados alcanzan tales dimensiones, pero se sugiere que son el resultado de erupciones muy grandes de lava basáltica de baja viscosidad que se extienden formando amplias llanuras planas. ^{[ 7 ]}

En la Tierra, se conocen dos tipos de lava basáltica: ʻaʻa y pāhoehoe . La lava ʻaʻa presenta una textura rugosa en forma de bloques rotos ( clinkers ). La lava pāhoehoe se reconoce por su apariencia esponjosa o cordada. Las superficies rugosas aparecen brillantes en las imágenes de radar, lo que puede utilizarse para determinar las diferencias entre las lavas ʻaʻa y pāhoehoe. Estas variaciones también pueden reflejar diferencias en la edad y la preservación de la lava. Los canales y tubos de lava (canales que se han enfriado y sobre los que se ha formado un domo) son muy comunes en Venus. Dos astrónomos planetarios de la Universidad de Wollongong en Australia, el Dr. Graeme Melville y el Prof. Bill Zealey, investigaron estos tubos de lava, utilizando datos proporcionados por la NASA, durante varios años y concluyeron que estaban muy extendidos y eran hasta diez veces más grandes que los de la Tierra. ^{[ 28 ]} Melville y Zealey dijeron que el tamaño gigantesco de los tubos de lava venusinos (decenas de metros de ancho y cientos de kilómetros de largo) puede explicarse por los flujos de lava muy fluidos junto con las altas temperaturas en Venus, lo que permite que la lava se enfríe lentamente.

En su mayor parte, los campos de lava están asociados a volcanes. Los volcanes centrales están rodeados de extensos flujos que forman el núcleo del volcán. También se relacionan con cráteres de fisura, coronas , densos cúmulos de domos volcánicos , conos , pozos y canales.

Gracias a Magellan , se han identificado más de 200 canales y complejos de valles. Los canales se clasificaron como simples, complejos o compuestos. Los canales simples se caracterizan por un único canal principal largo. Esta categoría incluye riachuelos similares a los encontrados en la Luna , y un nuevo tipo, llamado canali , que consiste en canales largos y definidos que mantienen su anchura a lo largo de todo su recorrido. El canal más largo identificado ( Baltis Vallis ) tiene una longitud de más de 6800 kilómetros (4200 millas) , aproximadamente una sexta parte de la circunferencia del planeta. 

Los canales complejos incluyen redes anastomosadas , además de redes de distribución. Este tipo de canal se ha observado en asociación con varios cráteres de impacto e importantes flujos de lava relacionados con grandes campos de lava. Los canales compuestos están formados por segmentos simples y complejos. El mayor de estos canales muestra una red anastomosada y colinas modificadas similares a las presentes en Marte .

Aunque la forma de estos canales sugiere fuertemente la erosión por fluidos, no hay evidencia de que se hayan formado por agua. De hecho, no hay evidencia de agua en ningún lugar de Venus en los últimos 600 millones de años. Si bien la teoría más popular sobre la formación de los canales es que son el resultado de la erosión térmica por lava, existen otras hipótesis, incluyendo que se formaron por fluidos calientes generados y expulsados ​​durante impactos.

El Instituto Goddard de Estudios Espaciales de la NASA y otros han postulado que Venus pudo haber tenido un océano poco profundo en el pasado durante hasta 2 mil millones de años, ^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ]} con tanta agua como la Tierra. ^{[ 40 ]} Dependiendo de los parámetros utilizados en su modelo teórico, la última agua líquida podría haberse evaporado hace tan solo 715 millones de años. ^{[ 37 ]} Actualmente, la única agua conocida en Venus es en forma de una pequeña cantidad de vapor atmosférico (20 ppm ). ^{[ 7 ] [ 41 ]} El hidrógeno , un componente del agua, todavía se pierde en el espacio hoy en día como lo detectó la nave espacial Venus Express de la ESA . ^{[ 40 ]}

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• Guía para la interpretación de las imágenes tomadas por Magallanes
• Página del Centro Nacional de Datos de Ciencias Espaciales sobre Venus (NASA)
• Mapas de Venus del USGS
• Programa de Cartografía Geológica Planetaria de la NASA/USGS
• Topografía estereoscópica de Venus archivada el 21/06/2019 en Wayback Machine .
• Descargas topográficas de Venus archivadas el 30/12/2016 en Wayback Machine .