Mi?rcoles, 16 de diciembre de 2009
GEOLOGÍA DEL PLANETA VENUS

La geología de Venus ofrece características superficiales impresionantes que contrastan tanto por su belleza como su rareza (Figura 1). La mayor parte de lo que sabemos actualmente sobre su superficie proviene de observaciones de radar, principalmente a través de las imágenes enviadas por la sonda Magallanes (Magellan) desde el 16 de agosto de 1990 hasta finalizar su cobertura fotográfica en el tercer ciclo de mapeo el día 14 de septiembre de 1992 cuando la nave tuviera algunas anomalías. En total se mapeó el 98% de la superficie venusiana, de los cuales el 22% corresponde a imágenes estéreo.

La superficie de Venus, cubierta por una densa atmósfera (Figura 2), presenta clara evidencia de una actividad volcánica muy activa en el pasado: volcanes en escudo y volcanes compuestos como los que se encuentran en la Tierra.

Sin embargo, a diferencia de la Luna, Marte o Mercurio que han sufrido un intenso período de craterización, Venus tiene una baja densidad de cráteres pequeños pero sí presenta algunos de tamaño mediano a grande, esto se explica por la densa atmósfera del planeta que ha venido desintegrando a los meteoritos de menor envergadura.

Otras de las características extraordinarias del planeta que por su apariencia se llaman coronae (latín para coronas) y otras figuras conocidas como aracnoides por su semejanza a los arácnidos. También se encuentran largos ríos de lava, evidencia de erosión eólica y un tectonismo importante que en su conjunto hacen de la superficie de Venus una de las más complejas.

Pese a que Venus es el planeta más cercano a la Tierra (unos 40 millones de kilómetros en conjunción inferior) y tiene una gran similitud con la Tierra, toda semejanza es externa: ninguna sonda ha podido sobrevivir más de unas horas sobre su superficie debido a que la presión atmosférica es unas 90 veces la de la Tierra, además, la temperatura ronda los 450°C, la cual, es en gran medida, ocasionada por el efecto invernadero (Figura 4) provisto por una atmósfera constituida principalmente de dióxido de carbono (96,5%).

Las observaciones de sondas espaciales y las realizadas desde la Tierra con telescopios muestran que el patrón en forma de Y que generan las nubes se debe a que las capas superiores se desplazan alrededor del planeta una vez cada 4 días, lo que sugiere la presencia de vientos de hasta 500 km/h por lo que se cree que es un importante factor en la modificación del terreno.

Después de la Luna, Venus fue el segundo objeto en el Sistema Solar en ser explorado por radares en la Tierra. Los primeros estudios se realizaron en 1961 a través del sistema de antenas de la Red de Espacio Profundo pertenecientes a la Estación Goldstone de la NASA. En las siguientes conjunciones inferiores Venus fue observado tanto por los radares de Goldstone como el del Observatorio de Arecibo del Centro Nacional de Astronomía e Ionosfera. Los estudios llevados a cabo fueron análogos a la medición del tiempo de los tránsitos meridianos lo que permitió comprender para 1963 que la rotación de Venus era retrógrada, es decir, que gira sobre su propio eje en sentido opuesto sobre la dirección del movimiento orbital. Los radares también permitieron determinar que la rotación de Venus era de 243,1 días sobre su eje el cual está casi perpendicular respecto al plano orbital. También se estableció que el radio del planeta era de 6.052 km, unos 70 km menos que los estimados con los telescopios terrestres.

El interés de las características geológicas de Venus se vio impulsado con el refinamiento de las técnicas de imágenes durante el período 1970-1985. los primeros estudios de radar simplemente sugerían que la superficie de Venus era más compactada que la polvorienta superficie de la Luna. Las primeras imágenes de radar tomadas desde la Tierra mostraban a un planeta con regiones muy brillantes que recibieron el nombre de Alfa, Beta, y Maxwell; con la mejora de las imágenes de radar la calidad de resolución llegó hasta un nivel de resolución de 1-2 kilómetros.

Desde el comienzo de la era espacial Venus fue considerado como un destino seguro para futuros aterrizajes. Cada oportunidad de lanzamiento están espaciadas en períodos de 19 meses y desde 1962 hasta 1985 se utilizaron todas las oportunidades, primero enviando naves de reconocimiento.

En 1962 la Mariner 2 voló sobre Venus siendo el primer objeto hecho por el hombre en transmitir exitosamente datos desde otro planeta. En 1965 la Venera 3 chocó contra la superficie convirtiéndose en la primera sonda espacial en llegar a una superficie planetaria. En 1967 la Venera 4 se convirtió en la primera sonda en enviar datos desde el interior de la atmósfera venusiana y por último, en 1970 la sonda Venera 7 completó el primer aterrizaje sobre Venus.

En febrero de 1974 la sonda Mariner 10 sobrevoló a Venus en su camino de encuentro con Mercurio, fotografiando la atmósfera venusiana en ultravioleta, además de realizar con éxito otros estudios atmosféricos.

En 1975 Venera 9 transmitió las primeras imágenes de la superficie de Venus y llevó a cabo experimento de rayos gamma sobre las rocas del sitio de aterrizaje. Más tarde, el mismo año, Venera 10 enviaría otras imágenes de la superficie.

En 1978 la Pioneer 12 (también conocida como Pioneer Venus) voló sobre Venus y completó los primeros mapas de altimetría y gravedad en franjas ubicadas dentro de las latitudes de 78 a 63 grados. Los datos de altimetría tenían una precisión de 100 metros.

La Pioneer Venus lanzó cuatro sondas dentro de la atmósfera venusiana y permitió, junto a los datos de las sondas anteriores, determinar que la temperatura en Venus era de aproximadamente unos 460°C y que la presión atmosférica era unas 90 veces más intensa que la Tierra. De esta manera se confirmaban los cálculos obtenidos por los análisis de radioemisión que fueron realizados con anterioridad a las sondas espaciales. En 1981 Venera 13 envió la primera imagen en color de la superficie (Figura 5) y llevó a cabo un análisis de la fluorescencia de los rayos X en una muestra excavada. En total, la sonda duró unos 127 minutos sobre la abrasadora superficie. Todo un récord. También en 1981, el lander (módulo de aterrizaje) de la Venera 14 detectó posibles movimientos sísmicos en la corteza del planeta.

En 1983 los orbitadores Venera 15 y 16 dieron un paso más importante en el trabajo comenzado por la Pioneer Venus Orbiter al adquirir imágenes de radar y datos de altimetría de mayor precisión sobre las latitudes norte del planeta. Las imágenes tenían una resolución de 1-2 kilómetros, comparables a los mejores obtenidas con radares terrestres. Los datos de altimetría tenían un factor de resolución superior equivalente a 4 del de Pioneer. En 1985 con la euforia del cometa 1P/Halley, los soviéticos lanzaron a dos módulos de aterrizaje Vega. Los landers 1 y 2 soltaron cada uno un globo de helio a una altura de 50 km sobre la superficie de Venus y así poder estudiar la dinámica de su atmósfera en su sección más activa.

Todas estas sondas contribuyeron a la adquisición de datos necesarios para lograr el éxito de la sonda Magellan, con la que se conocieron los aspectos más íntimos de la geología de Venus.

Con la invención del telescopio Venus se convirtió en el objeto de observaciones ópticas más interesante. En el pasado muchos astrónomos han asegurado ver marcas oscuras en la capa de nubes que lo envuelve, otros han dicho que incluso pudieron ver parte de la superficie en huecos de nubes. Otras de estas aseveraciones es que muchos astrónomos aseguraban haber visto puntos brillantes en lugares determinados del disco del planeta sugiriendo que se trataba de una enorme montaña cuya cima sobrepasaba las nubes más altas. Tal es el caso de J. H. Schroeter, un respetado observador y colaborador de William Herschel, que informó los avistamientos entre 1788 y 1790. La descripción de su informe decía que se trataba de una prominente montaña ubicada en el terminador que separa al hemisferio iluminado del oscuro. A pesar de la controversia esta observación ha sido muy citada en el tiempo.

La realidad es otra: la superficie de Venus es bastante plana. El 93% de la topografía mapeada por las sondas Pioneer Venus encontraron que el total de la superficie (desde los puntos más bajos a los más altos) se espaciaban en unos 13 km, mientras que en la Tierra la diferencia entre las cuencas oceánicas y el Himalaya es una franja de 20 km.

De acuerdo a los datos de altimetría de las Pioneer Venus, cerca del 51% de la superficie se encuentra ubicada dentro de los 500 metros del radio medio de 6.051,9 km; sólo el 2% de la superficie está ubicada a elevaciones mayores a los 2 km sobre el radio medio.

El experimento de altimetría de la sonda Magallanes confirmó la chatura general del paisaje. En los datos de la sonda, el 80% de la topografía reside en un margen de 1 km del radio medio. Las elevaciones más importantes están en las cadenas montañosas que rodean Lakshmi Planum, como: Maxwell Montes (11 km), Akna Montes (7 km) y Freyja Montes (7 km). A pesar del paisaje relativamente plano de Venus, los datos de altimetría también hallaron grandes planos inclinados, tal es el caso del flanco sudoeste del Maxwell Montes que en algunas partes parece estar inclinado unos 45°. Otras inclinaciones de 30° fueron registradas en Danu Montes y la región al este de Thetis Regio.

La transferencia de material caliente desde el interior de un planeta a su exterior constituye el principal proceso para la pérdida de calor. El calor interno proviene de cuatro procesos:

  • Calor proveniente de la acreción original del planeta o luna,
  • Calor producido por la desintegración de elementos radioactivos en el interior del planeta,
  • Calor que resulta del movimiento interno del planeta,
  • Calor que se produce por las interacciones de marea de masas adyacentes.

En la Tierra, existe una combinación de factores que dan origen a la pérdida de calor, en el caso de algunos cuerpos como la luna de Júpiter, Ío la fuerza gravitacional de Júpiter y Europa producen enormes movimientos de marea que dan lugar a los volcanes más activos del Sistema Solar.

A pesar de que Venus tiene una gran semejanza a la Tierra, parece ser que los procesos de tectónica de placas que son muy activos en la Tierra no existen en Venus, sin embargo se cree que el 80% de los accidentes geográficos de su superficie están relacionados a un tipo de proceso volcánico.

Las diferencias se encuentran en los depósitos volcánicos. En muchos casos el vulcanismo está localizado en una fuente determinada y los depósitos se organizan a los alrededores de esta fuente. Este tipo de vulcanismo recibe el nombre de “vulcanismo centralizado” en los que se forman volcanes además de otras formas geográficas extrañas.

El segundo tipo de vulcanismo no es radial o centralizado sino que abarca áreas muy extensas del planeta con coladas de lavas. Estas erupciones son catalogadas como de “tipo fluido”.

Se comprobó que la presencia de volcanes menores de 20 km en diámetro son muy abundantes sobre Venus y pueden llegar a un número de cientos de miles y hasta millones. Su apariencia es la de domos, pero en realidad tienen una semejanza a los volcanes en escudo. Estos volcanes tienen entre 1 y 15 km de diámetro y menos de 1 km de altura. Es frecuente encontrar grupos de cientos de estos volcanes en áreas que se llaman campos de escudo (Figura 10).

En la Tierra, los volcanes son principalmente de dos tipos: volcanes en escudo y conos compuestos o estrato-volcanes. Los volcanes en escudos como los hawaianos reciben magma de las profundidades de la Tierra en unas zonas llamadas hot spots (puntos calientes). El tipo de lava de estos volcanes es relativamente fluida y permite el escape de gases. Los volcanes compuestos, como el Monte Saint Helens y el Monte Pinatubo están asociados a las placas tectónicas. En este tipo de volcanes, el agua de la corteza oceánica baja junto a la placa que se desliza en la zona de subducción debajo de la corteza terrestre y de esta manera facilita un mejor derretimiento de la misma produciendo una lava más viscosa que dificulta la salida de los gases, por este motivo, los volcanes compuestos tienen erupciones violentas.

En Venus, la morfología (con grandes y delgadas coladas de lava), aparente ausencia de tectónica de placas y agua hacen que los volcanes se parezcan a los de Hawai. Sin embargo, el tamaño de los volcanes de Venus es distinto: en la Tierra los volcanes en escudo pueden tener decenas de kilómetros de ancho y sólo hasta 8 km de altura (Mauna Loa, si se considera su base ubicada en el lecho marino), en Venus, la amplitud de estos volcanes llega a cubrir cientos de kilómetros pero son bastante chatos, con una altura promedio de 1,5 km. El volcán más alto del Venus es el Maat Mons, que mide 8 km por encima del radio principal del planeta y se encuentra en las coordenadas 0.9° Norte 194.5°Este.

Venus no presenta indicios de tectónica de placas, sin embargo, su superficie sí presenta varios patrones geográficos asociados con procesos tectónicos que a través del movimiento fluido del interior del planeta han generado terrenos con fallas, plegamientos, volcanes, grandes montañas, valles rift y la compresión y extensión de la superficie (Figura 13).

El activo tectonismo de Venus ha generado cinturones montañosos plegados, valles rift y terrenos de estructuras complicadas llamados tesserae (en griego tessera significa baldosa), los cuales presentan múltiples episodios de compresión y deformación tensional.

A diferencia del caso terrestre, la deformación sobre Venus se cree que está relacionada directamente con las fuerzas dinámicas dentro del manto fluido del planeta. Los estudios gravitacionales sugieren que Venus carece de astenosfera –una zona de baja viscosidad que en la Tierra facilita el movimiento de las placas tectónicos del manto. La ausencia de esta capa sugiere que la deformación de la superficie de Venus puede ser interpretado en términos de movimientos convectivos en el interior del planeta.

La deformación tectónica sobre Venus se evidencia en una variedad de escalas, las más pequeñas que han sido identificadas están relacionadas con fracturas lineales o fallas. En muchas zonas estas fallas están presentan un alineamiento paralelo en forma de red. También se encuentran pequeñas crestas montañosas discontinuas parecidas a las encontradas en la Luna y Marte. La presencia de tectónica extensiva manifiesta la existencia de fallas normales (donde la roca sobre el plano de la falla se hunde respecto a la roca sobre la misma) y fracturas superficiales. Las imágenes de radar muestran que este tipo de deformación por lo general está concentrada en cinturones ubicados en zonas ecuatoriales y de altas latitudes en el sur del planeta. Estas zonas abarcan cientos de kilómetros de ancho y parecen estar enlazadas por todo el planeta formando una estructura global asociada con la aparición de volcanes.

Los rifts venusianos, formados por la extensión de la litosfera son depresiones de decenas a cientos de metros de ancho y con extensiones de hasta 1.000 km como algunos de la Tierra. Los rifts en Venus por lo general van asociados con grandes elevaciones volcánicas con forma de domos como en Beta Regio, Atla Regio y la parte occidental de Eistla Regio. Estas tierras altas parecen ser el resultado de enormes plumas (corrientes de elevación) del manto que han causado la elevación, fracturas, creación de fallas y vulcanismo.

La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra, fue formada por un proceso de compresión, extensión y movimientos laterales. Otro tipo de accidente geográfico encontrado en las tierras bajas, consiste en cinturones lineales ubicados a distancias muy próximas que se elevan a varios kilómetros sobre la superficie con amplitudes de cientos de kilómetros y longitudes de miles de kilómetros. Existen dos concentraciones importantes de estos cinturones: uno se ubica en Lavinia Planitia en altas latitudes del hemisferio sur, y el segundo se encuentra adyacente a Atalanta Planitia en las altas latitudes del hemisferio norte.

Los tesserae, que son terrenos de complejas crestas, se encuentran fundamentalmente en Aphrodite Terra, Alpha Regio, Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra (Fortuna). Estas regiones contienen la superposición y cortes de grabens de diferentes unidades geológicas lo que significa que son las partes más antiguas del planeta.

Algunos científicos creen que los tesserae pueden ser análogos a los continentes terrestres. Otros suponen que son regiones producidas por un manto en movimiento descendiente que provocó las fracturas y plegamientos para formar una espesa corteza basáltica o sitios de antiguas plumas del manto que crearon grandes volúmenes de lava sobre la superficie de Venus.

Para que un planeta posea un campo magnético es necesario que esté formado por un núcleo de ferroso líquido como resultado de los movimientos de rotación que producen su derretimiento.

A pesar de que Venus posee un núcleo de hierro, el planeta no registra la presencia de un campo magnético. Una de las razones puede ser el peculiar movimiento de rotación. Una rotación tan lenta (unos 243 días terrestres) es probablemente la razón de su ausencia, de otro modo no cabría explicación.

A diferencia de las coladas de lava terrestres, en Venus éstas se producen a una escala superior. Los flujos de lava venusianos alcanzan con frecuencia longitudes de cientos de kilómetros y incluso más de 1.000 en su longitud total. La amplitud de estos flujos puede alcanzar de unos pocos hasta algunas decenas kilómetros.

Todavía no se sabe por qué las coladas de lava en Venus son tan grandes. Las elevadas temperaturas de 475°C que reinan en Venus disminuyen la velocidad de enfriamiento de las lavas, pero no lo suficiente para presentar semejante diferencia en longitud con respecto a las coladas terrestres.

Las coladas de lava en Venus parecen ser en su mayoría de composición basáltica, por lo tanto, relativamente más fluidas. Dentro de las lavas basálticas, en la Tierra se conocen de dos tipos: lava aa y lava cordada. La lava aa presenta una textura rugosa en forma de pequeños bloques fragmentados. La lava cordada, como su nombre lo indica, se presenta como una capa de cuerdas o de estilo almohadillado.

La rugosidad del terreno se representa en el brillo de las imágenes de radar (las superficies más suaves son más oscuras) y sirven para determinar las diferencias de las lavas aa y las cordadas. Estas variaciones también pueden reflejar las diferencias en edad y el estado de preservación. Los canales y los tubos de lava (canales que se han enfriado y se ha creado un techo encima) son muy comunes en Venus.

La mayor parte de los campos de flujos están asociados a volcanes. Los volcanes centrales están rodeados por extensas coladas que forman el edificio del volcán. Por otra parte, también se relacionan a cráteres de fisura, coronas, densos cúmulos de domos volcánicos, conos, pozos y canales.

Gracias a Magellan se identificaron más de 200 canales y complejos de valles. Los canales fueron clasificados como canales simples, canales complejos o canales compuestos.

Los canales simples se caracterizan por estar formados por un largo y único canal principal. La categoría incluye a los rilles similares a los observados en la Luna, y un nuevo tipo llamado canali, que corresponden a canales individuales muy largos que mantienen su amplitud a lo largo de su longitud. El canali más largo que ha sido identificado tiene una longitud de más de 7.000 km.

Los canales complejos incluyen redes anastomosadas además de redes de distribución. Este tipo de canales ha sido observado en asociación con varios cráteres de impacto y en importantes inundaciones de lava asociadas a campos de flujo muy importantes.

Los canales compuestos están constituidos por segmentos simples y complejos. El mayor de estos canales presenta una red anastomosada y colinas modificadas como las presentes en Marte.

A pesar de los innumerables cráteres encontrados en su superficie, no se han encontrado indicios de que el agua fuera el origen de éstos. De hecho no hay evidencia de que el agua fuera estable en los últimos 600 millones de años en la atmósfera y superficie de Venus que tiene entre 200 y 600 millones de años.

Con respecto a la formación de los espectaculares canales, hay dos candidatos: lava y los fluidos de los deyectos de impacto. Las características de estas corrientes de lava son muy inusuales, tal vez la caliente superficie de Venus ayude a la erosión térmica. Por otra parte, es probable que existan fluidos de lava con muy baja viscosidad como basaltos con un alto contenido de hierro y magnesio o incluso lavas de sulfuro o carbonato. La interacción de los deyectos de impacto han creado grandes fluidos que se extienden por cientos de kilómetros y tienen morfologías típicas de canales.

El proceso de meteorización en Venus ha actuado por los últimos cientos de millones de años. Se puede observar la superposición de coladas de lava. Las más antiguas cubiertas por las más recientes presentan distintas intensidades de reflexión al radar. Las más antiguas reflejan menos que las planicies que las rodean. Los datos de Magellan muestran que las coladas más recientes tienen una semejanza a las de tipo de lava aa y las cordadas. Sin embargo, las coladas más antiguas son más oscuras y se parecen a los depósitos de regiones áridas de la Tierra que han sufrido los efectos de la meteorización.

La causa de la erosión química y mecánica de las antiguas coladas de lava es atribuida a reacciones de la superficie con la atmósfera bajo la presencia de dióxido de carbono y dióxido de sulfuro. Estos dos gases son el primero y el tercero más abundantes respectivamente; el segundo más abundante es el nitrógeno inerte. Probablemente las reacciones incluyen el deterioro de los silicatos a través del dióxido de carbono para producir carbonatos y cuarzo y por el dióxido de sulfuro que produce anhidrita (sulfato de calcio) y dióxido carbono.

Una de las características más interesantes de las imágenes de radar es la disminución de la reflexión a medida que la altura aumenta y exhibe valores extremadamente bajos por encima del radio de cerca de 6.054 km. Este cambio se relaciona con una disminución en la emisitividad. Este patrón de reflexión debe estar relacionado a la disminución de la temperatura a medida que la altitud aumenta.

Existen varias hipótesis que explican las características inusuales de la superficie de Venus. Una idea es que la superficie consiste en suelo suelto con huecos de vacío en forma esférica que producen una eficiente reflexión al radar. Otra idea es que la superficie no es suave y que está cubierta por un material que tiene una constante dieléctrica extremadamente alta. Otra teoría dice que la capa de un metro sobre la superficie está formada por hojuelas de un material conductivo como la pirita.
Por último, un modelo reciente supone la existencia de una pequeña proporción de un mineral ferroeléctrico.

Los minerales ferroeléctricos exhiben una propiedad única a elevadas temperaturas, la constante dieléctrica muestra un abrupto incremento y a medida que la temperatura sigue aumentando, la constante dieléctrica vuelve a sus valores normales. Los minerales que podrían explicar este comportamiento sobre la superficie de Venus serían perovskita y los pirocloros.

A pesar de estas teorías, la existencia de minerales ferroeléctricos sobre Venus no ha sido confirmada. Sólo la exploración in situ permitirán dilucidar los enigmas que han quedado sin resolver.

Fdo. Cristobal Aguilar.


Publicado por cristobalaguilar @ 23:23  | Astronom?a
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By cristobalaguilar at 2011-02-03
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