Geologia de Venus

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

La geologia de Venus ofereix característiques superficials impressionants que contrasten tant per la seva bellesa com la seva raresa (Figura 1). La major part del que sabem actualment sobre la seva superfície prové d'observacions de radar, principalment a través de les imatges enviades per la sonda Magallanes (Magellan) des del 16 d'agost de 1990 fins a finalitzar la seva cobertura fotogràfica en el tercer cicle de mapatge el dia 14 de setembre de 1992 quan la nau tingués algunes anomalies. En total es mapà el 98% de la superfície venusiana, dels quals el 22% correspon a imatges estèreo.

La superfície de Venus, coberta per una densa atmosfera (Figura 2), presenta clara evidència d'una activitat volcànica molt activa en el passat: volcans en escut i volcans composts com els que es troben en la Terra.

No obstant això, a diferència de la Lluna, Mart o Mercuri que han sofert un intens període de craterització, Venus té una baixa densitat de cràters d'impacte però sí presenta alguns de grandària mitjana a gran, això s'explica per la densa atmosfera del planeta que ha vingut desintegrant als meteorits de menor envergadura.

Unes altres de les característiques extraordinàries del planeta que per la seva aparença es diuen coronae (en llatí «corones») i altres figures conegudes com a aracnoides per la seva semblança als aràcnids. També es troben llargs rius de lava, evidència de erosió eòlica i un tectonisme important que en el seu conjunt fan de la superfície de Venus una de les més complexes (Figura 3).

Figura 3: La complexa superfície de Venus

Malgrat que Venus és el planeta més proper a la Terra (uns 40 milions de quilòmetres en conjunció inferior) i té una gran similitud amb la Terra, tota semblança és externa: cap sonda ha pogut sobreviure més d'unes hores sobre la seva superfície a causa que la pressió atmosfèrica és unes 90 vegades la de la Terra, a més, la temperatura ronda els 450 °C, la qual, és en gran mesura, ocasionada pel efecte hivernacle (Figura 4) proveït per una atmosfera constituïda principalment de diòxid de carboni (96,5%).

Figura 4: Efecte hivernacle a Venus

Les observacions de sondes espacials i les realitzades des de la Terra amb telescopis mostren que el patró en forma d'I que generen els núvols es deu al fet que les capes superiors es desplacen al voltant del planeta una vegada cada 4 dies, la qual cosa suggereix la presència de vents de fins a 500 km/h pel que es creu que és un important factor en la modificació del terreny.

El coneixement de la superfície de Venus abans de la missió Magellan[modifica | modifica el codi]

Després de la Lluna, Venus va ser el segon objecte en el Sistema Solar a ser explorat per radarés a la Terra. Els primers estudis es van realitzar en 1961 a través del sistema d'antenes de la Xarxa d'Espai Profund pertanyents a l'Estació Goldstone de la NASA. En les següents conjuncions inferiors Venus va ser observat tant pels radars de Goldstone com el de l'Observatori de Arecibo del Centre Nacional d'Astronomia i Ionosfera. Els estudis duts a terme van ser anàlegs al mesurament del temps dels trànsits meridians el que va permetre comprendre para 1963 que la rotació de Venus era retrògrada, és a dir, que gira sobre el seu propi eix en sentit oposat sobre l'adreça del moviment orbital. Els radars també van permetre determinar que la rotació de Venus era de 243,1 dies sobre el seu eix el qual està gairebé perpendicular respecte al plànol orbital. També es va establir que el ràdio del planeta era de 6.052 km, uns 70 km menys que els benvolguts amb els telescopis terrestres.

L'interès de les característiques geològiques de Venus es va veure impulsat amb el refinament de les tècniques d'imatges durant el període 1970-1985. els primers estudis de radar simplement suggerien que la superfície de Venus era més compactada que la polvorent superfície de la Lluna. Les primeres imatges de radar preses des de la Terra mostraven a un planeta amb regions molt brillants que van rebre el nom d'Alfa, Beta, i Maxwell; amb la millora de les imatges de radar la qualitat de resolució va arribar fins a un nivell de resolució d'1-2 quilòmetres.

Des del començament de l'era espacial Venus va ser considerat com una destinació segura per a futurs aterratges. Cada oportunitat de llançament estan espaiades en períodes de 19 mesos i des de 1962 fins a 1985 es van utilitzar totes les oportunitats, primer enviant naus de reconeixement.

En 1962 la Mariner 2 va volar sobre Venus sent el primer objecte fet per l'home a transmetre reeixidament dades des d'un altre planeta. En 1965 la Venera 3 va xocar contra la superfície convertint-se en la primera sonda espacial a arribar a una superfície planetària. En 1967 la Venera 4 es va convertir en la primera sonda a enviar dades des de l'interior de l'atmosfera venusiana i finalment, en 1970 la sonda Venera 7 va completar el primer aterratge sobre Venus.

Al febrer de 1974 la sonda Mariner 10 va sobrevolar a Venus en el seu camí de trobada amb Mercuri, fotografiant l'atmosfera venusiana en ultraviolada, a més de realitzar amb èxit altres estudis atmosfèrics.

En 1975 Venera 9 va transmetre les primeres imatges de la superfície de Venus i va dur a terme experiment de rajos gamma sobre les roques del lloc d'aterratge. Més tard, el mateix any, Venera 10 enviaria altres imatges de la superfície.

En 1978 la Pioneer 12 (també coneguda com a Pioneer Venus) va volar sobre Venus i va completar els primers mapes de altimetria i gravetat en franges situades dins de les latituds de 78 a 63 graus. Les dades d'altimetria tenien una precisió de 100 metres.

La Pioneer Venus va llançar quatre sondes dins de l'atmosfera venusiana i va permetre, al costat de les dades de les sondes anteriors, determinar que la temperatura en Venus era d'aproximadament uns 460 °C i que la pressió atmosfèrica era unes 90 vegades més intensa que la Terra. D'aquesta manera es confirmaven els càlculs obtinguts per les anàlisis de radioemisión que van ser realitzats amb anterioritat a les sondes espacials. En 1981 Venera 13 va enviar la primera imatge en color de la superfície (Figura 5) i va dur a terme una anàlisi de la fluorescència dels rajos X en una mostra excavada. En total, la sonda va durar uns 127 minuts sobre l'abrasadora superfície. Tot un rècord. També en 1981, el lander (mòdul d'aterratge) de la Venera 14 va detectar possibles moviments sísmics en l'escorça del planeta.

En 1983 els orbitadors Venera 15 i 16 van fer un pas més important en el treball començat per la Pioneer Venus Orbiter en adquirir imatges de radar i dades d'altimetria de major precisió sobre les latituds nord del planeta. Les imatges tenien una resolució d'1-2 quilòmetres, comparables als millors obtingudes amb radars terrestres. Les dades d'altimetria tenien un factor de resolució superior equivalent a 4 del de Pioneer. En 1985 amb l'eufòria del cometa 1P/Halley, els soviètics van llançar a dos mòduls d'aterratge Vega. Els landers 1 i 2 van deixar anar cadascun un globus de heli a una altura de 50 km sobre la superfície de Venus i així poder estudiar la dinàmica de la seva atmosfera en la seva secció més activa.

Totes aquestes sondes van contribuir a l'adquisició de dades necessàries per aconseguir l'èxit de la sonda Magellan, amb la qual es van conèixer els aspectes més íntims de la geologia de Venus.

Magallanes estudia la geologia de Venus[modifica | modifica el codi]

Llançada el 4 de maig de 1989 a bord del transbordador Atlantis, la sonda Magallanes (o Magellan, en anglès) va ser posada en òrbita terrestre fins al moment en què el motor de la seva etapa superior inercial li donés l'embranzida necessària per situar-la en una trajectòria de transferència a Venus. El 10 d'agost Magellan va arribar a Venus, i va començar a prendre imatges en radar. En cada dia va completar 7,3 òrbites d'imatges de Venus. Cada òrbita tenia una franja de cobertura de 20 a 25 quilòmetres d'ample i uns 70.000 km de llarg. La cobertura de tot el planeta va requerir d'1.800 franges d'imatges les quals van ser combinades en un mosaic per produir una imatge coherent.

Figura 6: Mapa de Venus realitzat per la sonda Pioneer Venus

Les primeres imatges de Venus van ser rebudes el 16 d'agost de 1990 i les operacions de mapatge rutinari van començar el 15 de setembre de 1990. El primer cicle de mapatge (Cicle 1) va durar 243 dies terrestres ?el temps que li pren a Venus girar sobre el seu propi eix sota el plànol orbital de la nau. El Cicle 1 va acabar reeixidament el 15 de maig de 1991 dedicat al mapatge del 84% de la superfície venusiana.

Immediatament a la primera etapa de mapatge li va seguir el Cicle 2 que va durar fins al 15 de gener de 1992. En aquest segon cicle, el mapatge de la superfície va ser fet amb una inclinació d'observació dreta per compensar la inclinació esquerra utilitzada durant el Cicle 1. Aquestes tècniques d'observació radar van permetre als científics determinar les altures de certs patrons geogràfics.

El Cicle 3 anava a acabar el 14 de setembre de 1992, però la seva conclusió va haver d'avançar-se un dia a causa de problemes amb l'equip d'abordo. En total es va aconseguir una cobertura radar del 98% de la superfície de Venus amb el 22% de les imatges en estèreo.

Les imatges proveïdes per la sonda Magellan són les més nítides que es disposa de Venus i la quantitat de les mateixes és major a la produïda per totes les naus anteriors.

El Cicle 5 es va dedicar a la recol·lecció de dades de gravetat i va acabar el 24 de maig de 1993. El Cicle 5 i 6 van ser dedicats a la recol·lecció de dades de gravetat amb major precisió, per a això, la sonda Magellan va ser situada a una òrbita circular més baixa. L'òrbita més baixa i segura en Venus se situa a uns 200 km sobre la superfície. El procediment es va dur a terme a través del aerofrenat, una tècnica per la qual la nau va disminuir la velocitat per ser atreta per la gravetat del planeta i d'aquesta manera ser frenada lentament per la fricció amb l'atmosfera, disminuint el apoapsis. Aquesta maniobra es va dur a terme des del final del Cicle 4 fins a principis de agost de 1993.

El 12 d'octubre de 1994 quan es va programar que la nau es capbussés en l'atmosfera de Venus per estudiar la seva dinàmica, els controladors de Terra van perdre el contacte. L'endemà Magellan s'havia cremat en l'atmosfera de Venus completant una missió reeixida.

Característiques de la superfície[modifica | modifica el codi]

Amb la invenció del telescopi Venus es va convertir en l'objecte d'observacions òptiques més interessant. En el passat molts astrònoms han assegurat veure marques fosques en la capa de núvols que ho embolica, uns altres han dit que fins i tot van poder veure part de la superfície en buits de núvols. Unes altres d'aquestes asseveracions és que molts astrònoms asseguraven haver-hi vist punts brillants en llocs determinats del disc del planeta suggerint que es tractava d'una enorme muntanya el cim de la qual sobrepassava les núvols més altes. Tal és el cas de J. H. Schroeter, un respectat observador i col·laborador de William Herschel, que va informar els albiraments entre 1788 i 1790. La descripció del seu informe deia que es tractava d'una prominent muntanya situada en el terminador que separa a l'hemisferi il·luminat del fosc. Malgrat la controvèrsia aquesta observació ha estat molt citada en el temps.

La realitat és una altra: la superfície de Venus és bastant plana. El 93% de la topografia mapeada per les sondes Pioneer Venus van trobar que el total de la superfície (des dels punts més baixos als més alts) s'espaiaven en uns 13 km, mentre que a la Terra la diferència entre les conques oceàniques i el Himalaya és una franja de 20 km.

D'acord a les dades de altimetria de les Pioneer Venus, prop del 51% de la superfície es troba situada dins dels 500 metres del radi mitjà de 6.051,9 km; només el 2% de la superfície està situada a elevacions majors als 2 km sobre el radi mitjà.

L'experiment d'altimetria de la sonda Magallanes va confirmar la chatura general del paisatge. En les dades de la sonda, el 80% de la topografia resideix en un marge d'1 km del radi mitjà. Les elevacions més importants estan en les cadenes muntanyenques que envolten Lakshmi Planum, com: Maxwell Montes (11 km), Akna Montes (7 km) i Freyja Montes (7 km). Malgrat el paisatge relativament pla de Venus, les dades d'altimetria també van trobar grans plànols inclinats, tal és el cas del flanc sud-oest del Maxwell Montes que en algunes parts sembla estar inclinat uns 45°. Altres inclinacions de 30° van ser registrades en Danu Montes i la regió a l'est de Thetis Regi.

Divisions de Venus[modifica | modifica el codi]

Sobre la base de les dades d'altimetria de les sondes Pioneer Venus, la topografia del planeta està dividida en tres províncies topogràfiques: terres baixes, planicies de deposició i terres altes.

Les dades de Magellan recolzen aquestes divisions. Les províncies més importants de les terres altes són Aphrodite Terra, Ishtar Terra, Lada Terra, a més de les regions de Beta, Phoebe i Themis. Les regions Alpha, Bell, Eistla i Telhus formen un conjunt de terres altes de menor importància.

Cràters d'impacte[modifica | modifica el codi]

Amb l'estudi de radars situats a la Terra va ser possible identificar alguns patrons topogràfics relacionats a cràters i en els anys següents amb les sondes Venera 15 i 16 es van identificar gairebé 150 de probable origen d'impacte. Amb Magellan, gràcies a una cobertura global es van identificar prop de 900 cràters d'impacte. Aquesta xifra és molt baixa considerant la superfície del planeta. La diferència en aquest sentit respecte a Mercuri, la Lluna i Mart (a més de diverses llunes dels planetes exteriors) que tenen una superfície molt castigada per un intens procés de craterización, és que Venus posseeix una densa atmosfera i un procés tectònic (en el passat) que ha ajudat a filtrar els meteorits eliminant als més petits.

Les dades de les Veneres i Magellan coincideixen: hi ha molt pocs cràters de diàmetre inferior als 30 km, i les dades de Magellan van revelar l'absència de cràters menors als 2 km de diàmetre. Els cràters de Venus presenten peculiaritats úniques: en primer lloc, els de Venus semblen ser relativament nous i no semblen haver sofert la deterioració que es produeix per la meteorització. Els cràters d'impacte presenten grans bugades de lava de color clar al radar (d'alta reflexió) el que demostra que són joves (Figures 7 i 8).

L'anàlisi de les imatges dels cràters d'impacte, la seva superposició, distribució i densitat en la superfície ?entre altres característiques? són molt importants per conèixer la història geològica del planeta.

Volcans[modifica | modifica el codi]

Figura 9: Imatge de doms en relleu

La transferència de material calent des de l'interior d'un planeta al seu exterior constitueix el principal procés per a la pèrdua de calor. La calor interna prové de quatre processos:

  • Calor provinent de l'acreció original del planeta o lluna,
  • Calor produïda per la desintegració d'elements radioactius a l'interior del planeta,
  • Calor que resulta del moviment intern del planeta,
  • Calor que es produeix per les interaccions de marea de masses adjacents.

A la Terra, existeix una combinació de factors que donen origen a la pèrdua de calor, en el cas d'alguns cossos com la lluna de Júpiter, Ío la força gravitacional de Júpiter i Europa produeixen enormes moviments de marea que donen lloc als volcans més actius del Sistema Solar.

A pesar que Venus té una gran semblança a la Terra, sembla que els processos de tectònica de plaques que són molt actius a la Terra no existeixen en Venus, no obstant això es creu que el 80% dels accidents geogràfics de la seva superfície estan relacionats a un tipus de procés volcànic.

Les diferències es troben en els dipòsits volcànics. En molts casos el vulcanisme està localitzat en una font determinada i els dipòsits s'organitzen als voltants d'aquesta font. Aquest tipus de vulcanisme rep el nom de ?vulcanisme centralitzat? en els quals es formen volcans a més d'altres formes geogràfiques estranyes.

El segon tipus de vulcanisme no és radial o centralitzat sinó que abasta àrees molt extenses del planeta amb bugades de laves. Aquestes erupcions són catalogades com de ?tipus fluid?.

Es va comprovar que la presència de volcans menors de 20 km en diàmetre són molt abundants sobre Venus i poden arribar a un nombre de centenars de milers i fins a milions. La seva aparença és la de doms, però en realitat tenen una semblança als volcans en escut. Aquests volcans tenen entre 1 i 15 km de diàmetre i menys d'1 km d'altura. És freqüent trobar grups de centenars d'aquests volcans en àrees que es diuen camps d'escut (Figura 10).

A la Terra, els volcans són principalment de dos tipus: volcans en escut i cons composts o estrat-volcans. Els volcans en escuts com els hawaians reben magma de les profunditats de la Terra en unes zones anomenades hot espots (punts calents). El tipus de lava d'aquests volcans és relativament fluïda i permet la fuita de gasos. Els volcans composts, com el Muntanya Saint Helens i el Muntanya Pinatubo estan associats a les plaques tectòniques. En aquest tipus de volcans, l'aigua de l'escorça oceànica baixa al costat de la placa que es llisca en la zona de subducció sota l'escorça terrestre i d'aquesta manera facilita un millor derretiment de la mateixa produint una lava més viscosa que dificulta la sortida dels gasos, per aquest motiu, els volcans composts tenen erupcions violentes.

En Venus, la morfologia (amb grans i primes bugades de lava), aparent absència de tectònica de plaques i aigua fan que els volcans se semblin als de Hawaii. No obstant això, la grandària dels volcans de Venus és diferent: a la Terra els volcans en escut poden tenir desenes de quilòmetres d'ample i només fins a 8 km d'altura (Mauna Lloa, si es considera la seva base situada en el jaç marí), en Venus, l'amplitud d'aquests volcans arriba a cobrir centenars de quilòmetres però són bastant camusos, amb una altura mitjana d'1,5 km. El volcà més alt del Venus és el Maat Mons, que mesura 8 km per sobre del radi principal del planeta i es troba en les coordenades 0.9° Nord 194.5°Est.

Figura 11: Doms panqueques en Alpha Regi

Els doms de Venus són entre 10 i 100 vegades més amplis que els terrestres i en el radar exhibeixen fractures que indiquen que han estat formades per la tensió creada per l'ascens de lava viscosa a l'interior de l'escorça o per l'enfonsament de la càmera magmàtica. Aquests doms massius reben el nom informal de -doms panqueques- i en general estan associats amb coronae i tesserae. La seva presència és una forta evidència de l'existència de laves de composició química evolucionada (Figura 9 i 11).

Altres característiques úniques són l'existència de novas ("novae") i aracnoides.

Figura 12: Aracnoide situat a 40,0°, 18,0°

La formació de les novas es dóna quan grans quantitats de magma arriben fins a la superfície sense erupcionar formant dics extrusius que són brillants a les imatges de radar. Aquests dics s'organitzen en aliniaments simètrics que denoten l'àrea d'aixecament, encara que també es pot produir una depressió causada per la subsidència del material magmàtic. Si tals aliniaments, siguin aquests gravins o crestes, s'irradian des d'un punt central reben el nom de novas (nom usat per emfatitzar la semblança a la figura d'un estel que ha explotat). S'han identificat prop de 50 d'aquestes estructures.

Quan els aliniaments de grabens, fissures, i crestes s'estenen diversos radis des de la circumferència d'un punt central reben el nom d'aracnoides, indicatiu de la seva aparença. Es van identificar prop de 250 aracnoides.

Formació de corones sobre Venus

Tectonisme[modifica | modifica el codi]

Figura 13: Àrea deformada per l'extensió i compressió del terreny en Guinevere Planitia

Venus no presenta indicis de tectònica de plaques, no obstant això, la seva superfície sí presenta diversos patrons geogràfics associats amb processos tectònics que a través del moviment fluït de l'interior del planeta han generat terrenys amb falles, plegaments, volcans, grans muntanyes, barris rift i la compressió i extensió de la superfície (Figura 13).

L'actiu tectonisme de Venus ha generat cinturons muntanyencs plegats, barris rift i terrenys d'estructures complicades anomenats tesserae (en grec tessera significa rajola), els quals presenten múltiples episodis de compressió i deformació tensional.

A diferència del cas terrestre, la deformació sobre Venus es creu que està relacionada directament amb les forces dinàmiques dins del mantell fluït del planeta. Els estudis gravitacionals suggereixen que Venus manca de astenosfera ?una zona de baixa viscositat que a la Terra facilita el moviment de les plaques tectònics del mantell. L'absència d'aquesta capa suggereix que la deformació de la superfície de Venus pot ser interpretat en termes de moviments convectors a l'interior del planeta.

La deformació tectònica sobre Venus s'evidencia en una varietat d'escales, les més petites que han estat identificades estan relacionades amb fractures lineals o fallas. En moltes zones aquestes falles estan presenten un alineament paral·lel en forma de xarxa. També es troben petites crestes muntanyenques discontínues semblants a les oposades en la Lluna i Mart. La presència de tectònica extensiva manifesta l'existència de falles normals (on la roca sobre el plànol de la falla s'enfonsa respecte a la roca sobre la mateixa) i fractures superficials. Les imatges de radar mostren que aquest tipus de deformació en general està concentrada en cinturons situats en zones equatorials i d'altes latitudés en el sud del planeta. Aquestes zones abasten centenars de quilòmetres d'ample i semblen estar enllaçades per tot el planeta formant una estructura global associada amb l'aparició de volcans.

Els rifts venusians, formats per l'extensió de la litosfera són depressions de desenes a centenars de metres d'ample i amb extensions de fins a 1.000 km com alguns de la Terra. Els rifts en Venus en general van associats amb grans elevacions volcàniques amb forma de doms com en Beta Regi, Atla Regi i la part occidental d'Eistla Regi. Aquestes terres altes semblen ser el resultat d'enormes plomes (corrents d'elevació) del mantell que han causat l'elevació, fractures, creació de falles i vulcanisme.

La cadena muntanyenca més alta de Venus, Maxwell Muntis en Ishtar Terra, va ser formada per un procés de compressió, extensió i moviments laterals. Un altre tipus d'accident geogràfic oposat a les terres baixes, consisteix en cinturons lineals situats a distàncies molt properes que s'eleven a diversos quilòmetres sobre la superfície amb amplituds de centenars de quilòmetres i longituds de milers de quilòmetres. Existeixen dues concentracions importants d'aquests cinturons: un se situa en Lavinia Planitia en altes latituds de l'hemisferi sud, i el segon es troba adjacent a Atalanta Planitia en les altes latituds de l'hemisferi nord.

Els tesserae, que són terrens de complexes crestes, es troben fonamentalment en Aphrodite Terra, Alpha Regi, Tellus Regi i la part oriental d'Ishtar Terra (Fortuna). Aquestes regions contenen la superposició i corts de gravins de diferents unitats geològiques el que significa que són les parts més antigues del planeta.

Alguns científics creuen que els tesserae poden ser anàlegs als continents terrestres. Uns altres suposen que són regions produïdes per un mantell en moviment descendent que va provocar les fractures i plegaments per formar una espessa escorça basàltica o llocs d'antigues plomes del mantell que van crear grans volums de lava sobre la superfície de Venus.

Camp magnètic[modifica | modifica el codi]

Secció de l'interior de Venus

Perquè un planeta posseeixi un camp magnètic és necessari que estigui format per un nucli de ferroso líquid com a resultat dels moviments de rotació que produeixen el seu derretiment.

A pesar que Venus posseeix un nucli de ferro, el planeta no registra la presència d'un camp magnètic. Una de les raons pot ser el peculiar moviment de rotació. Una rotació tan lenta (uns 243 dies terrestres) és probablement la raó de la seva absència, d'una altra manera no cabria explicació.

Corrents de lava i canals[modifica | modifica el codi]

A diferència de les bugades de lava terrestres, en Venus aquestes es produeixen a una escala superior. Els fluxos de lava venusianos aconsegueixen amb freqüència longituds de centenars de quilòmetres i fins i tot més d'1.000 en la seva longitud total. L'amplitud d'aquests fluxos pot aconseguir d'uns pocs fins a algunes desenes quilòmetres.

Encara no se sap per què les bugades de lava en Venus són tan grans. Les elevades temperatures de 475 °C que regnen en Venus disminueixen la velocitat de refredament de les laves, però no prou per presentar semblant diferència en longitud pel que fa a les bugades terrestres.

Les bugades de lava en Venus semblen ser en la seva majoria de composició basáltica, per tant, relativament més fluïdes. Dins de les laves basàltiques, a la Terra es coneixen de dos tipus: lava aa i lava cordada. La lava aa presenta una textura rugosa en forma de petits blocs fragmentats. La lava cordada, com el seu nom ho indica, es presenta com una capa de cordes o d'estil encoixinat.

La rugositat del terreny es representa en la lluentor de les imatges de radar (les superfícies més suaus són més fosques) i serveixen per determinar les diferències de les laves aa i les cordades. Aquestes variacions també poden reflectir les diferències en edat i l'estat de preservació. Els canals i els tubs de lava (canals que s'han refredat i s'ha creat un sostre damunt) són molt comuns en Venus.

La major part dels camps de fluxos estan associats a volcans. Els volcans centrals estan envoltats per extenses bugades que formen l'edifici del volcà. D'altra banda, també es relacionen a cràters de fissura, corones, densos cúmuls de doms volcànics, cons, pous i canals.

Gràcies a Magellan es van identificar més de 200 canals i complexos de valls. Els canals van ser classificats com a canals simples, canals complexos o canals composts.

Els canals simples es caracteritzen per estar formats per un llarg i únic canal principal. La categoria inclou als rills similars als observats en la Lluna, i un nou tipus anomenat canali, que corresponen a canals individuals molt llargs que mantenen la seva amplitud al llarg de la seva longitud. El canali més llarg que ha estat identificat té una longitud de més de 7.000 km.

Els canals complexos inclouen xarxes anastomosadas a més de xarxes de distribució. Aquest tipus de canals ha estat observat en associació amb diversos cràters d'impacte i en importants inundacions de lava associades a camps de flux molt importants.

Els canals composts estan constituïts per segments simples i complexos. El major d'aquests canals presenta una xarxa anastomosada i pujols modificats com les presents en Mart.

Malgrat els innombrables cràters oposats en la seva superfície, no s'han trobat indicis que l'aigua fos l'origen d'aquests. De fet no hi ha evidència que l'aigua fos estable en els últims 600 milions d'anys en l'atmosfera i superfície de Venus que té entre 200 i 600 milions d'anys.

Pel que fa a la formació dels espectaculars canals, hi ha dos candidats: lava i els fluids dels deyectos d'impacte. Les característiques d'aquests corrents de lava són molt inusuals, tal vegada la calenta superfície de Venus ajudi a l'erosió tèrmica. D'altra banda, és probable que existeixin fluïts de lava amb molt baixa viscositat com a basalts amb un alt contingut de ferro i magnesi o fins i tot laves de sulfur o carbonat. La interacció dels deyectos d'impacte han creat grans fluïts que s'estenen per centenars de quilòmetres i tenen morfologies típiques de canals.

Processos superficials[modifica | modifica el codi]

En Venus no existeix l'aigua i per tant l'únic procés erosiu d'esperar-se és la interacció produïda per l'atmosfera amb la superfície. Aquesta interacció es fa present en els dejectes dels cràters d'impacte, els quals han estat expulsats al llarg de la superfície. Els materials excavats durant l'impacte d'un meteorit són aixecats fins a la part superior de l'atmosfera on els vents els transporten en adreça oest i a mesura que el dejecte es diposita en la superfície va formant patrons parabòlics (Figura 14). Aquest tipus de dipòsits pot establir-se damunt de diverses unitats geològiques o bugades de laves i per tant són les estructures més joves del planeta. Les imatges de Magellan revelen l'existència de més de 60 d'aquests dipòsits parabòlics associats amb cràters d'impacte.

Figura 14: Cràter Adivar i els dipòsits del material deyectado

El material dels deyectos transportats pel vent és el responsable del procés de renovació de la superfície amb velocitats, d'acord a mesuraments de les sondes Venera, d'aproximadament 1 metre per segon. Donada la densitat de l'atmosfera inferior de Venus, els vents són més que suficients per provocar l'erosió de la superfície i el transport de material de gra fi. A les regions cobertes per dipòsits de deyectos es poden trobar línies de vent, dunes i yardangs. Les línies de vents es formen quan aquest bufa les partícules dels deyectos i les cendres dels volcans dipositats sobre obstacles topogràfics com els doms. Com a conseqüència, el sotavent dels doms està exposat a l'impacte de petits grans que remouen la capa superficial exposant el material inferior amb diferents característiques de rugosidad (amb diferents característiques en el radar) si les hi compara amb el sediment format.

Les dunes es formen per la deposició de partícules de la grandària de grans de sorra i tenen formes ondades. Els yardangs es formen quan el material transportat pel vent esculpeix els fràgils dipòsits i produeix profunds solcs.

Els patrons lineals del vent associats amb cràters d'impacte segueixen una trajectòria en adreça cap a l'equador. Aquesta tendència suggereix la presència d'un sistema de circulació de cèl·lules Hadley dins les latituds mitjanes i equatorials. Les dades de radar de Magellan confirmen l'existència de forts vents que bufen cap a l'est en la part superior de la superfície de Venus i vents meridionals en la superfície.

Sistema de circulació atmosfèrica en Venus

El procés de meteorització en Venus ha actuat pels últims centenars de milions d'anys. Es pot observar la superposició de bugades de lava. Les més antigues cobertes per les més recents presenten diferents intensitats de reflexió al radar. Les més antigues reflecteixen menys que les planícies que les envolten. Les dades de Magellan mostren que les bugades més recents tenen una semblança a les de tipus de lava aa i les cordades. No obstant això, les bugades més antigues són més fosques i s'assemblen als dipòsits de regions àrides de la Terra que han sofert els efectes de la meteorització.

La causa de l'erosió química i mecànica de les antigues bugades de lava és atribuïda a reaccions de la superfície amb l'atmosfera sota la presència de diòxid de carboni i diòxid de sulfur. Aquests dos gasos són el primer i el tercer més abundants respectivament; el segon més abundant és el nitrogen inert. Probablement les reaccions inclouen la deterioració dels silicats a través del diòxid de carboni per produir carbonats i quars i pel diòxid de sulfur que produeix anhidrita (sulfat de calci) i diòxid carboni.

Una de les característiques més interessants de les imatges de radar és la disminució de la reflexió a mesura que l'altura augmenta i exhibeix valors extremadament baixos per sobre del radi de prop de 6.054 km. Aquest canvi es relaciona amb una disminució en l'emisitivitat. Aquest patró de reflexió ha d'estar relacionat a la disminució de la temperatura a mesura que l'altitud augmenta.

Existeixen diverses hipòtesis que expliquen les característiques inusuals de la superfície de Venus. Una idea és que la superfície consisteix en sòl solt amb buits de buit en forma esfèrica que produeixen una eficient reflexió al radar. Una altra idea és que la superfície no és suau i que està coberta per un material que té una constant dielèctrica extremadament alta. Una altra teoria diu que la capa d'un metre sobre la superfície està formada per hojuelas d'un material conductiu com la pirita.
Finalment, un model recent suposa l'existència d'una petita proporció d'un mineral ferroelèctric.

Els minerals ferroelèctrics exhibeixen una propietat única a elevades temperatures, la constant dielèctrica mostra un abrupte increment i a mesura que la temperatura segueix augmentant, la constant dielèctrica torna als seus valors normals. Els minerals que podrien explicar aquest comportament sobre la superfície de Venus serien perovskita i els piroclors.

Malgrat aquestes teories, l'existència de minerals ferroelèctrios sobre Venus no ha estat confirmada. Només l'exploració in situ permetran dilucidar els enigmes que han quedat sense resoldre.

Bibliografia[modifica | modifica el codi]

  • The Face of Venus. The Magellan Radar Mapping Mission, de Ladislav E. Roth i Stephen D. Wall. NASA Special Publication, Washington, D.C. Junio de 1995 (SP-520).
  • "Estrella del atardecer", El Universo, Enciclopedia de la Astronomía y el Espacio, Editorial Planeta-De Agostini, pàgs. 161-167. Volum 1 (1997).
  • Ciencias de la Tierra. Una Introducción a la Geología Física, d'Edward J. Tarbuck i Frederick K. Lutgens. Prentice Hall (1999).
  • Surface Modification on Venus as Inferred from Magellan Observations on Plains, de R. E. Ardvison, R. Greeley, M. C. Malin, R. S. Saunders, N. R. Izenberg, J. J. Plaut, E. R. Stofan, i M. K. Shepard. Geophisics Research 97, 13.303. (1992)
  • The Magellan Imaging Radar Mission to Venus, de W. T. K. Johnson. Proc. IEEE 79, 777. (1991)
  • Planetary Landscapes, 3rd Edition, de R. Greeley. Chapman & Hall. (1994)

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Geologia de Venus Modifica l'enllaç a Wikidata