A menudo decimos que Venus es el planeta gemelo de la Tierra, pero esta comparación solo se sostiene si nos referimos exclusivamente al tamaño y a la composición de ambos. Las distintas misiones espaciales que han viajado al planeta han demostrado que es un mundo tremendamente hostil para los seres humanos y nuestra tecnología en todos los sentidos de la palabra: temperaturas en la superficie que superan los 450ºC, una densa atmósfera compuesta principalmente por dióxido de carbono y una presión aplastante que en su superficie alcanza a ser 92 veces superior a la de la Tierra.
Y no solo hay estas diferencias. Su relieve nos recuerda muy poco al de la Tierra, quizás por la ausencia de una tectónica de placas y una hidrosfera que sean los principales protagonistas de su modelado. Lo que nos sugiere que planetas que pudieron ser muy similares en sus orígenes pueden tener una evolución totalmente diferente.
Algunos autores llegan a segerir que el funcionamiento a nivel geológico hoy podría ser similar al de la Tierra durante el eón Arcaico -entre hace 4000 y 2500 millones de años. Si esto es así podríamos estar ante un análogo perfecto para comprender como era nuestro planeta en esas primeras etapas tras su formación y poder ver que procesos dinámicos existían tanto en la superficie como en su interior.
Hoy vamos a detenernos en unas formas del relieve que aparecen en Venus y que no tienen un equivalente terrestre: Son los pancake domes o, en castellano, los domos tortita. Aunque su nombre nos recuerde más a una dulce delicia culinaria, son una expresión del intenso vulcanismo venusiano.
Los pancake domes
¿Cómo son estos relieves? Son una especie de mesetas prácticamente circulares cuyo diámetro puede alcanzar las varias decenas de kilómetros y medir alrededor de un kilómetro de altura. Su techo es muy plano, pero los bordes que lo delimitan son muy escarpados. Vamos, como si cogemos un vaso y lo introducimos al revés sobre la arena de la playa, dejando solo visible algo más que su “culo”.
Durante décadas, los científicos han discutido como se formaron -por desgracia nuestra ventana temporal de observación de Venus ha sido muy corta y no hemos visto formarse ninguno- pero todo apunta a que aparecen a partir de la emisión de lava por uno o más puntos de la superficie. Sobre cuál es la composición de las lavas que dan lugar a estos relieves tan característicos también hay distintas teorías que van desde que son lavas muy ricas en sílice y viscosas -similar a las riolitas terrestres- a composiciones más basálticas, en las cuales la lava es más fluida.
Precisamente, la composición de la lava no sería suficiente para explicar cómo podían adquirir estas formas tan concretas, ya que se asume que la litosfera -la capa más externa y rígida de los planetas- y sobre la que aparecían estas coladas de lava, es completamente rígida, algo que en el caso de Venus sería bastante difícil.
Pero un estudio recién publicado por Borrelli et al. (2024) muestra que la historia es, efectivamente, un poco más complicada. Han observado muestras de flexión en la litosfera -zonas donde esta se dobla o se pliega- alrededor de 14 domos de 75 estudiados, demostrando que esta no es completamente rígida. Así, la gran carga de materiales volcánicos que se sitúa sobre la litosfera sería capaz de provocar un hundimiento de esta y generar una depresión que, en ocasiones, vendría acompañada de un pequeño pliegue -como una especie de chichón que se formaría en las proximidades del domo. Algo que no se había tenido en cuenta en los modelos anteriores donde la corteza se comportaba de manera excesivamente rígida.
La corteza de Venus es flexible
En este estudio, los científicos han modelado la formación de estos domos como una colada de lava que se desparrama sobre una litosfera elástica capaz de deformarse por el peso de la propia lava, como si apretásemos un bote de miel y la dejásemos caer sobre un folio que tenemos cogido con ambas manos.
Este pequeño cambio tiene grandes consecuencias. En primer lugar, el suelo que hay debajo de la lava comienza a hundirse como respuesta al peso y, por lo tanto, al tiempo que va haciéndose más profundo necesita un mayor volumen de lava para formar los domos.
En segundo lugar, la forma de esta depresión flexural y del “chichón” que antecede a los domos -y que no aparece en todos los casos- está relacionada con el contraste de densidades entre la lava que forma el domo y el manto que hay por debajo, así como por la propia elasticidad de la litosfera. Esto puede parecer una obviedad, pero es importantísimo, ya que de algún modo un mejor estudio de los domos y otras formas del relieve pueden darnos pistas sobre el estado de la litosfera y el mismo manto simplemente estudiando su respuesta a la deformación y al peso.
Uno de los resultados más importantes de este estudio es que la flexión de la litosfera tiene una influencia clave sobre la morfología del domo. Y es que la aparición de la flexura tiende a hacer la superficie de los domos más planas y sus bordes más escarpados, un aspecto que encaja perfectamente con las observaciones de los domos de Venus. Esto sirve como apoyo para la idea de que la flexura en sí misma no es solo una consecuencia pasiva del proceso eruptivo que emplaza las lavas en la superficie, sino que de manera activa da forma y moldea a estos domos.
Pero hay más. Han estudiado un domo del que hay datos de muy buena calidad tomados por las misiones espaciales, Narina Tholus. De este se ha podido obtener un buen modelo topográfico donde se aprecian señales de la flexura. Sobre este domo han podido comparar la salida de los distintos modelos numéricos -en los que han ido variando los distintos parámetros- y la topografía real, obteniendo unos detalles sobre los posibles procesos de formación muy interesantes.
Uno de los resultados más destacables es que la lava de los domos podría estar extendiéndose por la superficie durante mucho tiempo tras el final de la erupción. De hecho, en este caso, las simulaciones muestran que este proceso pudo durar entre 30.000 y 300.000 años, mucho más de los que suelen durar las erupciones más convencionales.
Esto implicaría que una gran parte de la forma de estos domos se consigue a través de procesos de relajación viscosa tiempo después del final de la actividad volcánica. Este mecanismo que estaría facilitado por las altas temperaturas de la superficie de Venus, que mantendría la lava caliente durante mucho más tiempo, facilitando su movimiento.
La cuestión de la densidad de la lava
Pero, además, han podido estimar la densidad de la lava que formó Narina Tholus y la horquilla de sus cálculos se encuentra en el orden de los 2.400 a los 2.700 kg/m3, un dato que es algo problemático. Es más alto que lo que esperarían para una lava con alto contenido en sílice y altamente vesicular (con “burbujas” formadas por los gases que escapan de la lava), como pueden ser las riolitas, por ejemplo.
Y, de hecho, lavas con densidades aún más bajas, pero que autores anteriores postulaban que podrían formar estos domos (hablamos de densidades alrededor de 1.500 kg/m3) no son capaces de producir la suficiente flexura para ajustarse a la forma del domo, ya que no tendrían una densidad suficiente para forzar una curvatura tan importante de la litosfera.
Esto a su vez implica que la lava que ha formado este domo no tendría una gran cantidad de volátiles. En cambio, la densidad calculada es consistente con otras posibilidades adicionales. Podría ser una lava silícea más densa como la andesita, pero más pobre en gas o, incluso, una lava basáltica algo vesicular.
Como podéis ver, estas posibilidades nos pueden parecer algo dispares, pero en realidad acotan bastante el rango de la composición química de la lava y descartan en cualquier caso una alta vesicularidad de la lava y por lo tanto, las posibilidades con menor densidad.
Mientras llegan las próximas misiones a Venus, en especial la EnVision de la ESA y la VERITAS de la NASA, estos nuevos modelos sobre los procesos que ocurren en Venus pueden servirnos como un punto de partida para interpretar mejor una superficie que todavía sigue llena de preguntas por resolver y, quien sabe, si quizás tendremos la oportunidad de ver crecer alguno de estos domos.
Referencias
Borrelli, M. E., Michaut, C., & O’Rourke, J. G. (2024). Formation of Pancake Domes on Venus as Viscous Flows Over an Elastic Lithosphere. Preprints. doi: 10.22541/essoar.172108546.66381561/v1
Borrelli, M. E., O’Rourke, J. G., Smrekar, S. E., & Ostberg, C. M. (2021). A Global Survey of Lithospheric Flexure at Steep‐Sided Domical Volcanoes on Venus Reveals Intermediate Elastic Thicknesses. Journal of Geophysical Research: Planets, 126(7), e2020JE006756. doi: 10.1029/2020JE006756
Ghail, R. C., Smrekar, S. E., Widemann, T., Byrne, P. K., Gülcher, A. J. P., O’Rourke, J. G., Borrelli, M. E., Gilmore, M. S., Herrick, R. R., Ivanov, M. A., Plesa, A.-C., Rolf, T., Sabbeth, L., Schools, J. W., & Gregory Shellnutt, J. (2024). Volcanic and Tectonic Constraints on the Evolution of Venus. Space Science Reviews, 220(4), 36. doi: 10.1007/s11214-024-01065-2
Quick, L. C., Glaze, L. S., Baloga, S. M., & Stofan, E. R. (2016). New approaches to inferences for steep-sided domes on Venus. Journal of Volcanology and Geothermal Research, 319, 93-105. doi: 10.1016/j.jvolgeores.2016.02.028
Sakimoto, S. E. H., & Zuber, M. T. (1995). The spreading of variable-viscosity axisymmetric radial gravity currents: Applications to the emplacement of Venusian ‘pancake’ domes. Journal of Fluid Mechanics, 301, 65-77. doi: 10.1017/S0022112095003806
Sobre el autor: Nahúm Méndez Chazarra es geólogo planetario y divulgador científico.
