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Características de la superficie de Venus

Mapa de radar global de la superficie de Venus Superficie renderizada con Blender utilizando un mapa de color base y datos de mapa de alturas de la NASA y el USGS . La superfici...

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Mapa de radar global de la superficie de Venus
Superficie renderizada con Blender utilizando un mapa de color base y datos de mapa de alturas de la NASA y el USGS .

La superficie de Venus está dominada por características geológicas que incluyen volcanes, grandes cráteres de impacto y formas de relieve de erosión y sedimentación eólica. Venus tiene una topografía que refleja su única y fuerte placa cortical, con una distribución de elevación unimodal (más del 90% de la superficie se encuentra dentro de una elevación de -1,0 y 2,5  km) [ 1 ] que preserva las estructuras geológicas durante largos períodos de tiempo. Los estudios de la superficie venusiana se basan en datos de imágenes, radar y altimetría recopilados por varias sondas espaciales de exploración , en particular Magellan , desde 1961 (véase Exploración de Venus ). A pesar de sus similitudes con la Tierra en tamaño, masa, densidad y posiblemente composición, Venus tiene una geología única que es diferente a la de la Tierra. Aunque mucho más antigua que la Tierra, la superficie de Venus es relativamente joven en comparación con otros planetas terrestres (<500 millones de años), posiblemente debido a un evento de renovación de la superficie a escala global que enterró gran parte del registro rocoso anterior. [ 2 ] Se cree que Venus tiene aproximadamente la misma composición elemental global que la Tierra, debido a las similitudes físicas, pero se desconoce la composición exacta. Las condiciones de la superficie en Venus son más extremas que en la Tierra, con temperaturas que oscilan entre 453 y 473  °C y presiones de 95 bar. [ 3 ] Venus carece de agua, lo que hace que la roca de la corteza sea más fuerte y ayuda a preservar las características de la superficie. Las características observadas proporcionan evidencia de los procesos geológicos en acción. Hasta el momento se han categorizado veinte tipos de características. Estas clases incluyen características locales, como cráteres, coronas y ondulaciones, así como características a escala regional, como planiáceas, planas y teselas. [ 4 ]

Llanuras

Imagen en falso color de una región llana en Venus. Los pequeños bultos en el lado izquierdo de la imagen son volcanes en un "campo de escudo".

Las llanuras son grandes áreas de topografía relativamente plana en Venus que se forman a diferentes elevaciones. Las llanuras con elevaciones dentro de 1–3  km del datum se denominan planos de tierras bajas, o planitiae , y las que están por encima se denominan llanuras de tierras altas, o plana . [ 4 ] Las llanuras cubren el 80% de la superficie venusiana y, a diferencia de las que se ven en otros planetas silicatos, están fuertemente falladas o fracturadas en toda su extensión. Estructuralmente, estas llanuras contienen características como crestas arrugadas, grabens ( fossa y linea ), fracturas, escarpes ( rupes ), valles, colinas ( collis ) y diques tanto a escala local como regional. [ 5 ] Las llanuras a menudo contienen patrones de flujo visibles, lo que indica una fuente de flujos de lava volcánica. Los campos de flujo de lava más pronunciados se denominan fluctūs . La presencia de patrones de flujo superficial, junto con valles transversales, ha dado lugar a la hipótesis de que estas llanuras probablemente se formaron por flujos de lava globales en una escala de tiempo corta y posteriormente estuvieron expuestas a esfuerzos compresivos y extensionales. [ 6 ] Estructuralmente, las llanuras a menudo se deforman en cinturones de crestas ( dorsa ) o fracturas ( lineae ) de diversa orientación y morfología.

Canales/valles

Mosaico de radar de la sonda Magellan que muestra un segmento de 600 km de longitud del Baltis Vallis , un canal en Venus más largo que el Nilo.

La superficie de Venus contiene más de 200 sistemas de canales y valles con nombre que se asemejan a ríos terrestres. Estos canales varían en longitud y anchura y se encuentran comúnmente en regiones planas del planeta. La longitud y anchura de los canales oscilan entre la resolución mínima de las imágenes de Magellan y más de 6800  km de longitud ( Baltis Vallis ) y hasta 30  km de anchura. Su distribución global no es uniforme y tienden a concentrarse alrededor de la región ecuatorial, cerca de estructuras volcánicas. Los valles venusinos también muestran características de flujos, como diques en los márgenes y estrechamiento y disminución de la profundidad aguas abajo. Los canales tampoco contienen afluentes, a pesar de su gran escala. Sin embargo, debido a la alta temperatura superficial de Venus, el agua líquida es inestable, lo que dificulta su comparación con los ríos terrestres. Estas características son similares a los flujos de lava en otros planetas terrestres, lo que ha llevado a la conclusión de que estos valles probablemente se formaron a partir de flujos volcánicos. Esto también se sugiere por la evidencia de flujos de lava enfriada que llenan los valles. [ 7 ] Es probable que los canales se formaran en escalas de tiempo muy cortas (1–100 años), lo que indica un movimiento y erosión muy rápidos de las lavas. [ 6 ] Los canales venusinos se clasifican por morfología e incluyen tres tipos: simples, complejos y compuestos. [ 8 ]

  • Los canales simples son valles de un solo canal con poca o ninguna ramificación o anastomosis . Los tipos de canales simples observados en Venus incluyen surcos sinuosos , canales simples con márgenes de flujo y canali . Los surcos sinuosos son como los que se ven en la Luna; canales erosivos estrechos que se originan en regiones de colapso volcánico, como las coronas. Los canales simples con margen de flujo se ubican en campos de flujo evidentes, tienen un origen y un final indefinidos y se cree que alimentan grandes flujos de volcanes circundantes. Los canali, como el Baltis Vallis, son flujos largos con ancho y profundidad constantes que pueden contener canales abandonados, meandros y diques, lo que indica que se originan a partir de grandes cantidades de lavas espesas. [ 7 ] [ 8 ]
  • Los canales complejos son aquellos que pueden ser trenzados, anastomosados ​​o presentar patrones distributarios. Suelen formarse sobre depósitos de flujos de lava, pero también aparecen en otros lugares. Los canales complejos sin márgenes de flujo pueden formar parte de un sistema de flujo mayor y se forman a medida que los canales de los flujos de lava erosionan la corteza. Los canales complejos con márgenes de flujo parecen no erosionados, y sus canales individuales están separados por islas de corteza con diferentes características de radar. [ 7 ] [ 8 ]
  • Los canales compuestos muestran estructuras de canal simples y complejas. Estos canales generalmente comienzan como canales simples y se bifurcan y serpentean a medida que la energía del flujo disminuye en sus tramos distales. [ 7 ] [ 8 ]

Vulcanismo

Centros volcánicos

Maat Mons, con una exageración vertical de 22,5, es la segunda montaña más alta de Venus y es un volcán en escudo recientemente activo.

En Venus se han identificado más de 1100 estructuras volcánicas de más de 20  km de diámetro, y se estima que existen muchas más estructuras de menor tamaño. Estas estructuras incluyen grandes edificios volcánicos, campos de volcanes en escudo y calderas individuales. Cada una de ellas representa un centro de erupción de magma extrusivo, y las diferencias en la cantidad de magma liberado, la profundidad de la cámara magmática y la tasa de reposición de magma influyen en la morfología volcánica. En comparación con la Tierra, el número de zonas volcánicas preservadas es asombroso, gracias a la robusta corteza de Venus, producto de la falta de agua. Los centros volcánicos en Venus no se distribuyen uniformemente, ya que más de la mitad se encuentran en la región Beta-Atla-Themis y sus alrededores, que cubre menos del 30 % de la superficie del planeta. Estos centros tienden a ubicarse en altitudes medias y altas, donde la formación de rifts y la extensión son comunes, e indican ascensos del manto a la superficie. [ 9 ] Los centros volcánicos en Venus se caracterizan en dos categorías principales según su capacidad o incapacidad para crear un reservorio de magma poco profundo: grandes flujos originados desde un solo edificio o regiones extensas con muchos sitios de erupción pequeños agrupados. [ 10 ]

  • Los volcanes solitarios se caracterizan por tener un único edificio volcánico de gran tamaño. Este tipo de volcanes incluye grandes volcanes (de más de 100  km de diámetro, a menudo denominados mons ; ejemplos: Theia Mons y Maat Mons ), volcanes intermedios (de 20 a 100  km de diámetro) y calderas . Estos volcanes, con un único centro eruptivo, se mantienen gracias a una cámara magmática poco profunda en la corteza. Esta cámara se reabastece con magma proveniente del ascenso del manto y la fusión por descompresión, lo que provoca la acumulación y el atrapamiento de un reservorio. El atrapamiento de la cámara magmática permite erupciones prolongadas y da lugar a flujos de magma que pueden crear grandes domos volcánicos y depósitos de flujo. La extrusión de magma a la superficie suele estar relacionada con la tectónica de rifting o extensional de la región, y la forma del domo o del campo de flujo de magma está determinada por la composición química y la viscosidad del magma. Cada uno de estos tipos de volcanes se puede describir además según la forma del domo creado, el número de edificios presentes, la presencia de rifting a lo largo del domo, fracturación radial o colapso de la cámara magmática. Los volcanes intermedios con conos superficiales en forma de domo se denominan tholus , y los volcanes con forma de panqueque se denominan farrum . [ 4 ] Las calderas son depresiones circulares en la superficie que se cree que se formaron por deformación sobre una cámara magmática en enfriamiento. Las calderas en Venus se caracterizan por ser depresiones simples y únicas, llamadas coronas , y zonas complejas con fractura radial, llamadas aracnoides . Algunas calderas se denominan patera . [ 10 ]
  • Los campos de escudo son regiones de 100 a 200  km de diámetro que contienen muchos volcanes pequeños, en su mayoría de tipo escudo  (<20 km). Dichos campos pueden tener decenas o cientos de volcanes de escudo. En raras ocasiones, los volcanes de escudo individuales reciben el nombre de colles . [ 4 ] Estos campos se forman en áreas donde la tasa de reposición de magma es demasiado baja para producir un reservorio de magma en la corteza, lo que resulta en varias erupciones pequeñas a escala regional. El predominio de volcanes de tipo escudo en estas regiones ha dado origen al nombre de campos de escudo. [ 10 ]

Coronae

Las coronas son estructuras circulares de gran tamaño con fracturas concéntricas a su alrededor, resultado del ascenso del manto seguido de un colapso extensional. Dado que se han observado numerosas secuencias de ascenso y colapso como coronas estructuralmente diferentes en la superficie de Venus, todas parecen compartir una secuencia de vulcanismo intenso como resultado del ascenso, elevación topográfica, deformación tectónica, subsidencia debida al colapso gravitacional y vulcanismo continuo. Las coronas en Venus difieren en la ubicación del levantamiento topográfico y se han caracterizado como tales. El levantamiento topográfico puede ocurrir en la depresión, el borde, el borde exterior o una combinación de estas ubicaciones. El colapso de una corona junto con la tensión extensional puede dar lugar a la formación de rifts, creando una región de chasmata . [ 9 ] [ 11 ]

Grandes campos de flujos de lava

Los grandes campos de flujos de lava se describen como lava de tipo inundación que se puede observar en campos fluctus. Estas son regiones inundadas por numerosos flujos volcánicos de baja viscosidad provenientes de una única fuente que cubren el área en un campo de flujo continuo. Algunos flujos pueden distribuirse radialmente alrededor de un volcán o coronas a modo de delantal, tener forma de abanico o ser subparalelos en su orientación. Los grandes campos de flujos pueden originarse en grandes volcanes, calderas, estructuras de rift o campos de volcanes en escudo, y a menudo se asocian con entornos extensionales. [ 9 ] [ 10 ]

Elevaciones topográficas

Las elevaciones topográficas son áreas con forma de domo de alta topografía que resultan de procesos volcánicos y tectónicos. Estas áreas varían de 1 a 4  km sobre el nivel de referencia y de 1000 a 3000  km de ancho. [ 9 ] [ 10 ] Estas elevaciones están asociadas con anomalías de alta densidad, que indican una fuente de plumas del manto debajo de la corteza que deforman y elevan la región. De las elevaciones topográficas en Venus, se han identificado tres tipos en función de su morfología tectónica o volcánica dominante: dominadas por volcanes, dominadas por rifts y dominadas por coronas. Las elevaciones dominadas por volcanes, como Bell Regio , tienen volcanes en la cima de la elevación topográfica. Las elevaciones dominadas por rifts se elevan por rifting y adelgazamiento de la litosfera e incluyen Beta Regio y Theia Mons suprayacente . En una elevación dominada por coronas, la elevación es causada por el colapso gravitacional y la extensión de una cámara magmática, e incluye Themis Regio . [ 9 ]

Teselas

Las teselas son una característica única de Venus y se caracterizan por ser regiones del tamaño de continentes con una topografía elevada (de 1 a >5  km sobre el nivel de referencia) que están fuertemente deformadas, a menudo con patrones complejos de crestas. Estas áreas se forman por la intersección de al menos dos componentes estructurales. Las teselas se clasifican según sus componentes estructurales. Tipos de teselas [ 12 ] Ejemplos incluyen Ishtar Terra y Aphrodite Terra . Las teselas se consideran las características superficiales más antiguas de Venus debido a su extensa deformación, y pueden reflejar las condiciones en Venus antes de un evento de renovación global de la superficie. [ 12 ] Algunas de las crestas que se encuentran en terrenos de teselas, particularmente en Ishtar Terra, forman grandes cinturones de montañas (o mons ). A lo largo de las latitudes ecuatoriales y australes, las teselas se denominan regiones , mientras que las de latitudes septentrionales se denominan tessera . [ 4 ]

Cráteres de impacto

Cráteres de impacto en la superficie de Venus (imagen reconstruida a partir de datos de radar).
Mecanismo de fragmentación de meteoritos. Al entrar en la atmósfera, un objeto se debilita debido al calentamiento por fricción y puede fracturarse en fragmentos más pequeños, creando formaciones lineales de cráteres.

Los cráteres de impacto son depresiones de forma aproximadamente circular en la superficie de un planeta, causadas por impactos a alta velocidad con cuerpos extraterrestres. La superficie de Venus contiene casi 1000 cráteres de impacto. Sin embargo, a diferencia de algunos planetas de nuestro sistema, la densa atmósfera de Venus crea un fuerte escudo que desacelera, aplana y puede fracturar los proyectiles entrantes. La superficie venusina carece de cráteres pequeños (de ≤30–50  km de tamaño) debido al efecto que la atmósfera tiene sobre los cuerpos pequeños. Dependiendo del ángulo de impacto, la velocidad, el tamaño y la fuerza del cuerpo que se aproxima, la atmósfera puede desgarrar y aplastar el proyectil, esencialmente fundiéndolo en el aire. Esta es una observación importante para los estudios de la superficie de Venus, ya que los cráteres se utilizan para determinar edades relativas y aproximar las edades absolutas de las características de la superficie. [ 13 ]

Los cráteres de Venus se conservan en estado prístino, lo que facilita su clasificación y la interpretación de sus mecanismos de impacto. Los proyectiles pequeños se queman en la atmósfera, y los que llegan a la superficie se fragmentan, creando grupos de cráteres de impacto similares a los cráteres lunares circulares. A medida que aumenta el tamaño del cráter, disminuye la probabilidad de fragmentación en la atmósfera y los cráteres de impacto se vuelven más circulares, con picos centrales debido al rebote isostático de la corteza. La atmósfera puede aplanar y frenar los meteoroides más grandes hasta su velocidad terminal, provocando su explosión al impactar o cerca de la superficie, cubriendo la región de escombros. La onda expansiva de estas explosiones puede aplanar el área circundante en un radio de varios kilómetros. Los grandes impactos crean conos de excavación parabólicos y flujos de escombros similares a la lava. [ 14 ]

Estructuras eólicas

Un ejemplo de yardang cerca de Meadow, Texas (foto del USDA).

Imágenes recientes de Magellan muestran más de 6000 formas del relieve eólico , incluyendo dunas (u undae ), estelas de viento y yardangs . Las undae y los yardangs tienen análogos directos en la Tierra y el proceso que los crea aquí puede aplicarse a los observados en Venus. Se han identificado grandes campos de dunas en la superficie, cuyo tamaño varía desde metros hasta cientos de metros. De manera similar, podrían existir campos de yardangs en lugares como el cráter Mead . [ 4 ] Las estelas de viento son franjas lineales paralelas que se forman a medida que los vientos predominantes erosionan la geología de la superficie. Estas características ilustran el efecto erosivo que la atmósfera tiene sobre la superficie de Venus. [ 15 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Ford, PG; Pettengill, GH (25 de agosto de 1992). "Topografía de Venus y pendientes a escala kilométrica". Journal of Geophysical Research: Planets . 97 (E8): 13103– 13114. Bibcode : 1992JGR....9713103F . doi : 10.1029/92JE01085 .
  2. ↑ Basilevsky, AT; Head, JW; Schaber, GG; Strom, RG (1997). La historia de la reaparición de Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp. 1047–1084 . ISBN  0816518300.
  3. ↑ Taylor, SR; McLennan, SM (2010). Cortezas planetarias: su composición, origen y evolución . The Cambridge University Press. pp. 181–206 . ISBN  9780521841863.
  4. 1 2 3 4 5 6 Tanaka, KL; Senske, DA; Price, M.; Kirk, RL (1997). "Fisiografía, cartografía geomorfológica/geológica y estratigrafía de Venus" (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. págs. 667–694 . ISBN  0816518300.
  5. ↑ Banerdt, WB; McGill, GE; Zuber, MT (1997). Tectónica de las llanuras en Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. págs. 901–930 . ISBN  0816518300.
  6. 1 2 Basilevsky, AT; Head, JW (1 de junio de 1996). "Evidencia de emplazamiento rápido y generalizado de llanuras volcánicas en Venus: estudios estratigráficos en la región de Baltis Vallis". Geophysical Research Letters . 23 (12): 1497– 1500. Bibcode : 1996GeoRL..23.1497B . doi : 10.1029/96GL00975 .
  7. 1 2 3 4 Baker, VR; Komatsu, G.; Parker, TJ; Gulick, VC; Kargel, JS; Lewis, JS (25 de agosto de 1992). "Canales y valles en Venus: análisis preliminar de datos de Magellan". Journal of Geophysical Research . 97 (E8): 13, 421– 13, 444. Bibcode : 1992JGR....9713421B . doi : 10.1029/92JE00927 .
  8. 1 2 3 4 Baker, VR; Komatsu, G.; Gulick, VC; Parker, TM (1997). Canales y valles (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. págs. 757–793 . ISBN  0816518300.
  9. 1 2 3 4 5 Stofan, ER; Smrekar, SE (2005). "Grandes elevaciones topográficas, coronas, grandes campos de flujo y grandes volcanes en Venus: ¿Evidencia de plumas del manto?". Geological Society of America Special Paper . 388 : 841– ​​861. doi : 10.1130/2005.2388(47) .
  10. 1 2 3 4 5 Crumpler, LS; Aubele, JC; Senske, DA; Keddie, ST; Magee, KP; Head, JW (1997). Volcanes y centros de vulcanismo en Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. págs. 697–756 . ISBN  0816518300.
  11. ^ Stofan, ER; Hamilton, VE; Janes, DM; Smrekar, SE (1997). Coronae en Venus: morfología y origen (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 931–965 . ISBN  0816518300.
  12. 1 2 Hansen, VL; Willis, JJ; Banerdt, WB (1997). «Panorama general y síntesis tectónica» (en Venus II, eds. Bougher, SW) . The University of Arizona Press. págs. 797–844 . ISBN  0816518300.
  13. ↑ McKinnon, WB; Zahnle, KJ; Ivanov, BA; Melosh, HJ (1997). Cratering on Venus: Models and observations (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp. 969–1014 . ISBN  0816518300.
  14. ↑ Herrick, RR; Sharpton, VL; Malin, MC; Lyons, SN; Feely, K. (1997). Morfología y morfometría de cráteres de impacto (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp. 1015–1046 . ISBN  0816518300.
  15. ↑ Greenley, R.; Bender, KC; Saunders, RS; Schubert, G.; Weitz, CM (1997). Procesos y características eólicas en Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp. 547–589 . ISBN  0816518300.
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