Un punto azul palido (24 page)

En las primeras etapas de la geología planetaria todos los datos de que disponíamos se limitaban a las observaciones de telescopios basados en la Tierra. Durante medio siglo se mantuvo un ardiente debate acerca de si los cráteres de la Luna eran debidos a impactos o a volcanes. Se detectaron unos pocos montículos bajos coronados por calderas, casi con seguridad volcanes lunares. Pero los cráteres grandes en forma de ensaladera o de cazuela, asentados sobre terreno llano y no en las cumbres de las montañas, eran distintos. Algunos geólogos quisieron ver en ellos similitudes con ciertos volcanes altamente erosionados que hay en la Tierra. Otros discrepaban. El mejor argumento en contra radicaba en reconocer que tenemos la certeza de que existen cometas y asteroides transitando junto a la Luna, y que deben colisionar con ella en alguna ocasión, formando cráteres. A lo largo de la historia de la Luna deben de haber sido excavados de ese modo gran número de ellos. Así pues, si los cráteres que vemos no se deben a impactos, ¿dónde están los cráteres de impacto? Hoy tenemos la certeza, gracias al análisis directo en el laboratorio, de que los cráteres lunares se originaron casi en su totalidad a causa de impactos. Pero cuatro mil millones de años atrás ese pequeño mundo, hoy prácticamente muerto, burbujeaba y ardía a consecuencia del vulcanismo primigenio provocado por fuentes de calor interno que se apagaron hace mucho tiempo.

En noviembre de 1971, la nave espacial
Mariner 9
, de la NASA, llegó a Marte y encontró el planeta completamente oscurecido por una tormenta global de polvo. Los únicos rasgos visibles eran cuatro lugares con forma circular que emergían de la rojiza lobreguez. Estos lugares presentaban una característica peculiar: sus cimas estaban agujereadas. Cuando se disipó la tormenta pudimos ver claramente que habíamos estado contemplando cuatro enormes montañas volcánicas a través de la nube de polvo, coronadas cada una de ellas por una gran caldera.

Pasada la tormenta se puso de manifiesto la verdadera envergadura de dichos volcanes. El más grande —oportunamente bautizado como Olympus Mons o monte Olimpo, igual que el hogar de los dioses griegos— tiene más de veinticinco kilómetros de altura, y empequeñece no sólo el volcán más grande de la Tierra, sino también la montaña más grande de cualquier tipo, el monte Everest, que se eleva nueve kilómetros por encima de la meseta tibetana. En Marte hay unos veinte volcanes grandes, pero ninguno tan colosal como el Olympus Mons, que tiene un volumen equivalente a cien veces el volcán más grande de la Tierra, el Mauna Loa, de Hawai.

Contando los cráteres de impacto acumulados en los flancos de los volcanes (causados por colisiones de pequeños asteroides y fácilmente distinguibles de las calderas de sus cimas), pueden realizarse estimaciones en relación con su edad. Algunos volcanes marcianos tienen unos pocos miles de millones de años de antigüedad, aunque ninguno se remonta a la época de origen del planeta, que se sitúa alrededor de los 4500 millones de años. Otros, como el monte Olimpo, son comparativamente nuevos, quizá de hace sólo unos pocos cientos de millones de años. Está claro que en la historia primitiva de Marte se produjeron enormes explosiones volcánicas, propiciando tal vez una atmósfera mucho más densa de la que presenta dicho planeta en la actualidad. ¿Qué aspecto habría tenido ese lugar si hubiéramos podido visitarlo entonces?

Algunas ondulaciones volcánicas (por ejemplo, en Cerberus) se formaron en fecha tan reciente como doscientos millones de años atrás. Incluso es posible, supongo, aunque no existe ninguna prueba en un sentido o en otro, que el Olympus Mons, el volcán más grande conocido en el sistema solar, entre de nuevo en actividad. Los vulcanólogos, una especie dotada de enorme paciencia, darían sin duda la bienvenida al acontecimiento.

En 1990-1993 la nave
Magallanes
obtuvo asombrosos datos de radar referentes a las formas del paisaje de Venus
[27]
. Los cartógrafos prepararon mapas de casi todo el planeta, muy detallados al disponer de una resolución de unos cien metros, la distancia que separa ambas líneas de gol en un campo de fútbol.
Magallanes
radió más datos a la Tierra que todas las restantes misiones planetarias juntas. Dado que la mayor parte del fondo marino terrestre permanece inexplorado (exceptuando quizá algunos datos todavía clasificados, obtenidos por las fuerzas navales americanas y soviéticas), puede que sepamos más sobre la topografía de la superficie de Venus que de la de cualquier otro planeta, incluida la Tierra. Gran parte de la geología de Venus es distinta de todo lo que se ha visto hasta ahora en la Tierra o más allá. Los geólogos planetarios han puesto nombres a esos accidentes geográficos, aunque eso no significa que comprendamos del todo cómo se han formado.

Al ser la temperatura sobre la superficie de Venus de unos 470 grados centígrados, las rocas venusianas se encuentran mucho más cerca de su punto de fusión que en la superficie de la Tierra. Las rocas comienzan a ablandarse y a fluir a profundidades mucho menores en Venus que en nuestro planeta. Esa es muy probablemente la razón que explica que muchos rasgos geológicos de Venus tengan la apariencia de plástico deformado.

El planeta está cubierto de llanuras volcánicas y altiplanos. Las construcciones geológicas incluyen conos volcánicos, probables escudos volcánicos y calderas. En muchos lugares se aprecia cómo la lava ha cubierto vastas extensiones. Las características de algunas llanuras, que superan los doscientos kilómetros de extensión, han propiciado que se las denomine festivamente «ácaros» y «arácnidos» (vulgarmente, «similares a las arañas»), por ser depresiones circulares rodeadas de anillos concéntricos, de cuyo centro parten radialmente largas grietas superficiales. También se observan ocasionales «tortas abovedadas», un accidente geológico desconocido en la Tierra que es probablemente algún tipo de volcán, formadas por lava espesa y viscosa que fluye lenta y uniformemente en todas direcciones. Hay multitud de ejemplos de flujos de lava más irregulares. Las «coronas», unas curiosas estructuras anulares, aparecen alineadas a lo largo de extensiones de hasta dos mil kilómetros. Los flujos de lava distintivos sobre el ardiente planeta Venus nos brindan un rico menú de misterios geológicos.

Los rasgos más peculiares e inesperados son los sinuosos canales que, con sus meandros y recodos, ofrecen la apariencia de los valles fluviales terrestres. Los más largos lo son más que los de los ríos más importantes de la Tierra. Pero en Venus la temperatura es demasiado elevada como para que pueda haber agua líquida. Y podemos afirmar, debido a la ausencia de cráteres de impacto pequeños, que la atmósfera ha tenido la misma densidad —y ha inducido tan importante efecto invernadero— durante toda la etapa de existencia de la superficie actual. (De haber sido mucho más ligera, los asteroides de tamaño mediano no se habrían desintegrado al penetrar en ella, sino que habrían sobrevivido para excavar cráteres al colisionar con la superficie del planeta.) La lava que fluye ladera abajo forma, efectivamente, canales tortuosos (en ocasiones bajo la tierra, causando el posterior colapso del techo del canal). Pero incluso a temperaturas como la de Venus, la lava irradia calor, se enfría, va ralentizando su avance, cuaja y se detiene. El magma se solidifica. En general, los canales de lava no llegan a alcanzar el diez por ciento de la longitud de los largos canales de Venus, antes de solidificarse. Algunos geólogos planetarios opinan que en dicho planeta se genera un tipo de lava especialmente ligera, acuosa y poco viscosa. Sin embargo, se trata de una especulación que no se apoya en ningún otro dato y supone una confesión de nuestra ignorancia.

La gruesa atmósfera se mueve lentamente y, al ser tan densa, es muy propensa a levantar y transportar partículas finas. En consecuencia, se observan en Venus rayas creadas por el viento, que emanan principalmente de los cráteres de impacto, donde los habituales vientos del planeta han barrido montones de arena y polvo, originando una especie de veleta climática impresa en la superficie. Aquí y allá nos ha parecido distinguir campos de dunas arenosas y provincias donde la erosión eólica ha esculpido formas volcánicas sobre el terreno. Estos procesos dirigidos por el viento tienen lugar a cámara lenta, como si se tratara del fondo del mar. Los vientos son leves en la superficie de Venus. Una suave ráfaga puede ser suficiente para levantar una nube de finas partículas, aunque en ese infierno incandescente es difícil conseguir una racha de viento.

En Venus hay muchos cráteres de impacto, pero nada comparable con el elevado número de ellos que presentan la Luna o Marte. Singularmente, no existen en ese planeta cráteres inferiores en tamaño a unos cuantos kilómetros de diámetro. El motivo es comprensible: los asteroides y cometas pequeños se desintegran al penetrar en su densa atmósfera y no llegan a impactar en la superficie. La limitación observada en el tamaño de los cráteres se corresponde muy bien con la densidad actual de la atmósfera de Venus. Determinadas manchas irregulares que aparecen en las imágenes tomadas por la nave
Magallanes
se atribuyen a restos de cuerpos de impacto que se fragmentaron a causa del espesor del aire antes de que pudieran llegar a excavar un cráter.

Muchos de los cráteres de impacto son notablemente prístinos y se conservan muy bien; sólo un reducido porcentaje de los mismos ha sido inundado por posteriores corrientes de lava. La superficie de Venus, tal como la ha revelado
Magallanes,
es extremadamente joven. Se observan tan pocos cráteres, que todo lo que sea más antiguo que quinientos millones de años debe de haber sido erradicado, sobre un planeta cuya edad alcanza, casi con seguridad, los 4500 millones de años. Solamente hay un agente erosivo que resulte plausible y adecuado para explicar lo que vemos: el vulcanismo. A lo largo de todo el planeta, cráteres, montañas y otros rasgos geológicos han sido inundados por mares de lava que, en su día, fueron lanzados al exterior desde el interior, fluyendo a sus anchas, y luego se solidificaron.

Tras pasar revista a una superficie tan joven cubierta de magma sólido, nos preguntaremos si queda todavía algún volcán activo. No se ha detectado ninguno de manera inequívoca, pero hay unos cuantos —por ejemplo el que llamamos Maat Mons— que aparecen rodeados de lava fresca y que es posible que estén todavía ardiendo y humeando. Existen algunas evidencias de que la abundancia de compuestos de azufre en las capas altas de la atmósfera varía con el tiempo, como si los volcanes de la superficie estuvieran inyectando episódicamente en ella dichos materiales. Cuando los volcanes están extinguidos, simplemente no se detectan compuestos de azufre en el aire. También existe alguna evidencia, aunque bastante discutida, de la acción de relámpagos alrededor de las cimas de las montañas de Venus, como ocurre a veces sobre volcanes activos de la Tierra. No obstante, no podemos asegurar que haya vulcanismo activo en Venus. Esa será una cuestión que deberán resolver futuras misiones.

Algunos científicos sostienen que, hasta hace unos quinientos millones de años, la superficie de Venus carecía casi por completo de formas. Corrientes y océanos de roca fundida afluían implacablemente desde su interior, rellenando y sumergiendo cualquier relieve que hubiera podido formarse. Si en ese momento nos hubiésemos dejado caer a través de las nubes, habríamos descubierto una superficie prácticamente uniforme y sin accidentes. De noche, el paisaje habría mostrado un resplandor infernal, debido al rojo calor de la lava fundida. En esta visión, el gran motor calorífico de Venus, que aportó copiosas cantidades de magma a la superficie hasta hace quinientos millones de años, se encuentra parado en la actualidad. El motor calorífico planetario ha dejado al fin de funcionar.

En otro provocativo modelo teórico, éste concebido por el geofísico Donald Turcotte, Venus posee una tectónica de placas como la de la Tierra, pero en este caso se activa y se desactiva. En este momento, propone, la tectónica de placas se halla desactivada; los «continentes» no se mueven a través de la superficie, no chocan unos con otros y no erigen, por tanto, cadenas montañosas, que luego no se precipitan hacia las profundidades del interior. Sin embargo, después de cientos de años de silencio, la tectónica de placas siempre acaba por activarse y las formas superficiales se inundan de lava, son destruidas por la formación de montañas y la subducción, siendo finalmente borradas del mapa. El último proceso activo concluyó hace unos quinientos millones de años, sugiere Turcotte, y desde entonces todo ha permanecido tranquilo. No obstante, la presencia de coronas puede significar —a un plazo que geológicamente se sitúa en un futuro próximo— que nuevamente están a punto de producirse cambios masivos en la superficie de Venus.

M
ÁS INESPERADO INCLUSO
que los grandes volcanes marcianos o la superficie inundada de lava que presenta Venus es lo que descubrimos después de que, en marzo de 1979, la nave espacial
Voyager 1
se encontrara con Io, la más interior de las cuatro grandes lunas galileanas de Júpiter. Se abrió ante nuestros ojos un pequeño y extraño mundo multicolor totalmente plagado de volcanes. Contemplándolo asombrados, descubrimos ocho penachos activos que lanzaban al aire gas y partículas finas. El más grande, hoy llamado Pelé —como la diosa hawaiana de los volcanes—, proyectaba una fuente de material a 250 kilómetros de distancia en el espacio, a mayor altitud sobre la superficie alcanzada por algunos astronautas sobre la Tierra. Cuando el
Voyager 2
llegó a Io, Pelé se había apagado, si bien otros seis penachos aún se mantenían activos, se descubrió por lo menos uno nuevo y otra caldera, denominada Surt, había cambiado remarcablemente de color.

Los colores de Io, aunque exagerados en las imágenes de colores intensificados de la NASA, no tienen parangón en ningún otro lugar del sistema solar. La explicación comúnmente aceptada es que los volcanes de Io no lanzan al aire roca fundida, como los de la Tierra, la Luna, Venus y Marte, sino dióxido de azufre y azufre fundido. La superficie se halla salpicada de montañas volcánicas, calderas volcánicas, fisuras y lagos de azufre fundido. Diversas formas y compuestos de azufre han sido detectados sobre la superficie de Io y en el espacio circundante; los volcanes barren ciertas cantidades del azufre de Io
[28]
.

Estos hallazgos han inducido a pensar en la existencia de un mar subterráneo de azufre líquido que emerge a la superficie por puntos débiles, genera un montículo volcánico poco profundo, se desliza ladera abajo y va solidificándose, quedando su color definitivo determinado por su temperatura en el momento de la erupción.