Venus es actualmente un infierno, pero uno de los motivos por los cuales sigue siendo interesante estudiarlo es que, quizá, pudo ser habitable hasta hace tan «solo» mil millones de años. Si Venus fue habitable durante miles de millones de años y luego dejó de serlo, tendríamos un ejemplo del camino que han seguido muchos exoplanetas de tamaño terrestre alrededor de estrellas de tipo solar; si nunca lo fue, es posible que sea más difícil encontrar exotierras de lo que pensamos. La cuestión de si Venus tuvo océanos sigue abierta porque, sencillamente, no tenemos apenas datos directos: la única cartografía global de la superficie de Venus proviene de las sondas soviéticas Venera 15 y 16, además de la sonda Magallanes de la NASA, que operó entre 1990 y 1994 y elaboró un mapa por radar con resolución máxima del orden de 100 metros por píxel.

Hasta que no lleguen las próximas misiones —DAVINCI y VERITAS de la NASA, EnVision de la ESA, Shukrayaan 1 de la ISRO o VOICE de la CNSA—, los debates sobre el pasado climático venusiano seguirán apoyándose en la reinterpretación de aquellos datos de hace treinta años. Precisamente, usando estos datos se ha publicado un nuevo trabajo en Earth and Planetary Science Letters a cargo de Richard Ghail, Suzanne Smrekar y Anna Gülcher, que reinterpreta unas peculiares estructuras venusianas como evidencia de océanos hasta bien entrada la mitad del último eón. Es importante señalar que Venus es incluso más volcánico que la Tierra, con casi 85.000 edificios volcánicos identificados y algunos de los flujos volcánicos más grandes del Sistema Solar.

Aunque poca gente lo sabe, la superficie de Venus está repleta de canales —canali—, la mayoría de ellos creados por, cómo no, procesos volcánicos (entre ellos se encuentra Baltis Vallis, el canal más largo de todo el Sistema Solar, con una longitud de entre 6.800 y 7.431 kilómetros, superando la longitud del río Nilo). Otras estructuras muy curiosas son las regiones repletas de fracturas poligolanes (se han identificado 204), con un tamaño de cada polígono de entre 1 y 2 kilómetros. Se cree que estas redes de fracturas se formaron por contracción de la superficie al enfriarse, pero el problema es que existen muchos tipos de fracturas poligonales (hasta seis diferentes) y algunas de ellas, sobre todo las más grandes, no está claro que se hayan formado de esta manera. En ningún otro planeta se observan fracturas poligonales tan grandes y las que se ven en Marte —de cientos de metros y creadas al secarse los sedimentos de las cuencas de antiguos lagos—, tienen este tamaño en parte por la baja gravedad.

En la Tierra, este mismo patrón geométrico aparece a escalas de cientos de metros a varios kilómetros en sedimentos marinos de minerales arcillosos denominados esmectitas. Por tanto, una hipótesis es que algunas de las estructuras venusianas se hayan creado por la contracción de sedimentos arcillosos depositados en el fondo de una masa de agua y posteriormente comprimidos. ¿Y de dónde vendrían estas arcillas? Durante el proceso de evaporación de los océanos, el ciclo fotoquímico del azufre en una atmósfera rica en vapor habría producido episodios transitorios e intensos de lluvias de ácido sulfúrico junto con las lluvias «normales» de agua, que habrían erosionado las tierras altas y depositado arcillas ricas en esmectita en los océanos que aún cubrían las llanuras de las tierras bajas.

En particular, uno de los seis tipos de terreno hexagonal se parece a los que encontramos en los fondos oceánicos terrestres y cubre el 32% de la superficie del planeta vecino, por debajo del radio de referencia de 6051,3 kilómetros. De ser realmente restos de sedimentos formados en antiguos océanos, su distribución sugiere un nivel próximo a un radio de 6052,9 kilómetros, que equivale al 90% de la superficie de Venus y un volumen equivalente al 40% de los océanos terrestres actuales. La baja resolución de las imágenes de radar de Magallanes impide verificar la presencia de posibles antiguas líneas de costa, aunque hay ciertas características del terreno que podrían corresponder a estructuras erosionadas por el agua (la teoría predominante es que estas formaciones se formaron por flujos de lava).

Evidentemente, el principal problema del estudio es que se basa solo en la morfología: se infiere una composición sedimentaria a partir de la geometría de las fracturas, sin ninguna medida directa de la presencia de arcillas. Distinguir un basalto compactado de una arcilla por su firma en el radar es imposible. Las próximas misiones podrán contrastar esta hipótesis con datos de mayor resolución y, en algunos casos, con datos de espectroscopios. VERITAS, con un lanzamiento previsto para no antes de 2031 tras los reajustes presupuestarios de la NASA, incluirá el instrumento VISAR (Venus Interferometric Synthetic Aperture Radar), capaz de resolver rasgos de hasta 30 metros por píxel, un factor tres mejor que Magallanes. EnVision, prevista para 2031, complementará con radar y sondeo subsuperficial. Por su parte, DAVINCI enviará una sonda atmosférica que caracterizará el ambiente cerca de la superficie durante su descenso, y aportará datos composicionales indirectos. Que Venus fuera un mundo habitable durante gran parte de su existencia geológica es una hipótesis atractiva y con implicaciones enormes para la astrobiología del vecindario solar y para la caracterización de exoplanetas terrestres. Veremos si las futuras misiones encuentran alguna prueba adicional.

Referencias:

• https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0012821X2600436X