«Astrogeología»
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.- .........................................................:http://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=e0e4380c135ae1f59b03a15f3b7b7dcd206fb045&writer=rdf2latex&return_to=Geolog%C3%ADa+de+Venus
Geología de Venus
La superficie de Venus está cubierta por una atmósfera densa y presenta una clara evidencia de la antigua actividad volcánica violenta. Tiene volcanes escudo y compuestos similares a los encontrados en la Tierra.
Relativa a la Luna, Marte o Mercurio, Venus tiene unos pequeños cráteres de impacto. Esto es probablemente el resultado de la densa atmósfera del planeta, que quema los meteoros más pequeños. Venus tiene más medio y cráteres de gran tamaño, pero no tantos como la Luna o Mercurio.
Algunas otras características inusuales del planeta incluyen funciones llamadas coronas, teselas y arácnidos. Largos ríos de lava se han descubierto, así como la evidencia de la erosión eólica y cambios tectónicos que han desempeñado un papel esencial en la toma de la superficie de Venus tan complejo como lo es hoy.
Aunque Venus es el planeta más cercano a la Tierra, y es similar en tamaño, el parecido es superficial: ninguna sonda ha sido capaz de sobrevivir más de una hora en su superficie debido a la presión atmosférica es unas 90 veces mayor que la de la Tierra. La temperatura en la superficie es de alrededor de 450C. Esto es causado principalmente por el efecto invernadero creado por una atmósfera compuesta principalmente de dióxido de carbono.
Encuestas ultravioleta de Venus muestran un patrón en forma de Y de la formación de nubes cerca del ecuador, lo que indica que las capas superiores de la atmósfera circulan alrededor del planeta una vez cada cuatro días, lo que sugiere la presencia de vientos de hasta 500 km/h. Existen Estos vientos a gran altura, pero el ambiente en la superficie es relativamente tranquila, y la mayoría de las imágenes de la superficie muestran poca evidencia de la erosión del viento.
El conocimiento de la superficie de Venus antes de Magellan
Después de la Luna, Venus es el segundo objeto en el sistema solar para ser explorado por el radar de la Tierra. Los primeros estudios se llevaron a cabo en 1961 en el Observatorio Goldstone de la NASA, que forma parte de la Red de Espacio Profundo. En sucesivas conjunciones inferiores, Venus fue observado tanto por Goldstone y el Centro Nacional de Astronomía e Ionosfera de Arecibo. Estos estudios confirmaron las mediciones anteriores durante los tránsitos de el meridiano, que se había puesto de manifiesto en 1963 que la rotación de Venus era retrógrada. Las observaciones de radar también permitieron a los astrónomos para determinar que el período de rotación de Venus fue de 243,1 días, y que su eje de rotación casi perpendicular a su plano orbital. También se estableció que el radio del planeta era 6.052 kilometros, a unos 70 kilómetros menos que la mejor figura anterior obtenida con telescopios terrestres.El interés por las características geológicas de Venus fue estimulado por el refinamiento de las técnicas de imagen entre 1970 y 1985 - las observaciones de radar previos sugieren simplemente que la superficie de Venus es más compacta que la superficie polvorienta de la Luna. Las primeras imágenes de radar tomadas desde la Tierra mostraron sierra muy brillantes, que se bautizaron Regio Alfa, Beta Regio y Maxwell Montes. Las mejoras en las técnicas de radar más tarde dieron lugar a una resolución de imagen de 1-2 kilómetros.
Desde el comienzo de la era de la exploración espacial, Venus ha sido considerado como un sitio para futuros aterrizajes. Lanzamiento de Windows se producen cada 19 meses y 1962-1985 se utilizó todas las ventanas para lanzar sondas de reconocimiento.
En 1962, el Mariner 2 voló sobre Venus, convirtiéndose en el primer objeto hecho por el hombre a visitar otro planeta. En 1965, Venera 3 se convirtió en la primera sonda espacial a aterrizar realmente en otro mundo, a pesar de que fue un aterrizaje forzoso. En 1967, el Venera 4 se convirtió en la primera sonda para enviar datos desde el interior de la atmósfera de Venus, mientras Mariner 5 mide la fuerza del campo magnético de Venus en el mismo tiempo. Por último, en 1970, Venera 7 hizo el primer aterrizaje controlado en Venus. En 1974, el Mariner 10 pasó cerca de Venus en su camino hacia Mercurio y tomó fotografías ultravioletas de las nubes, mostrando velocidades extraordinariamente altas de viento en la atmósfera de Venus.
En 1975, Venera 9 transmitió las primeras imágenes de la superficie de Venus e hizo observaciones de rayos gamma de las rocas en el lugar de aterrizaje. Más tarde en ese mismo año, Venera 10 envió nuevas imágenes de la superficie.
En 1978, la sonda Pioneer 12 vueltas Venus y proporcionó datos de los primeros mapas de altimetría y la gravedad del planeta entre 63 y 78 grados de latitud. Los datos de altimetría tenían una precisión de 150 kilómetros.
Ese mismo año, Pioneer Venus 2 lanzó cuatro sondas en la atmósfera de Venus, que determina, cuando se combina con los datos de las misiones anteriores, que la temperatura de la superficie del planeta fue de aproximadamente 460C, y que la presión atmosférica en la superficie era 90 veces mayor que la de la Tierra, lo que confirma las observaciones de radar anteriores.
En 1982, la soviética Venera 13 envió la primera imagen en color de la superficie de Venus y se analiza la fluorescencia de rayos X de una muestra de suelo excavado. La sonda funcionó durante un récord de 127 minutos en la superficie hostil del planeta. También en 1982, la Venera 14 lander detectar posible actividad sísmica en la corteza del planeta.
En 1983, Venera 15 y 16 adquirieron imágenes de radar y datos más precisos de altimetría de las latitudes septentrionales del planeta. Este fue el primer uso de radar de apertura sintética en Venus. Las imágenes tenían 1-2 resolución kilómetro. Los datos de altimetría obtenidos por las misiones Venera tenían una resolución cuatro veces mejor que Pioneer. Venera 15 y 16 regresaron imágenes de mucho mayor calidad que las imágenes de radar basados en tierra, mostrando el alivio y la textura ausente de gama-Doppler. Desde una órbita polar muy excéntrica, la nave registró tiras de encuestas realizadas en el polo norte, hasta 30 grados de latitud en un pase de 16 minutos. El resto de la órbita de 24 horas permite la transmisión de 8 megabytes de información. Venus rota 1,48 grados cada 24 horas, permitiendo que todo el casquete polar que se analizarán durante la misión, desde noviembre 11, 1983 a julio 10, 1984 - Esta colección de hologramas de radio fue procesado en tiras de imágenes y mapas de SIMD matemáticas co-procesadores de un equipo del Instituto de Radio Ingeniería y Electrónica de Moscú.
La mayor parte de la geomorfología básica de Venus se estableció sobre la base de datos de Venera 15 y 16 - geólogos soviéticos descubrieron que muchos objetos previamente identificados como cráteres de meteoritos eran en realidad las características volcánicas inusuales. Se identificaron las características de coronas, arácnidos, tessera y cráteres de meteoritos auténticos por primera vez. No se observó ninguna evidencia de tectónica de placas, y los científicos soviéticos discutió con los estadounidenses acerca de esto hasta Magallanes comprobó su teoría, que el planeta entero estaba perdiendo características que indican los límites de placas. La rareza de cráteres de meteoritos mostró que la superficie de Venus era sorprendentemente joven, sólo unos 100 millones de años. Esto sugiere una intensa actividad volcánica y el rejuvenecimiento.
En 1985, durante la euforia causada por el regreso del cometa Halley, la Unión Soviética lanzó dos sondas Vega a Venus. Vega 1 y 2 cada uno envió un globo de helio instrumentado a una altura de 50 kilómetros sobre la superficie, lo que permite a los científicos estudiar la dinámica de la parte más activa de la atmósfera de Venus.
Magellan estudia la geología de Venus
Lanzado 04 de mayo 1989 a bordo del transbordador espacial Atlantis, la sonda Magallanes se colocó primero en la órbita baja de la Tierra, antes de encender su motor de la etapa superior para enviar en una trayectoria hacia Venus. El 10 de agosto de Magallanes llegó a Venus y comenzó a tomar imágenes con radar. Cada día que hizo 7,3 órbitas de Venus, la imagen de una tira de 17 a 28 kilómetros de ancho y 70.000 kilómetros de longitud. Cubriendo todo el planeta requiere 1.800 tiras, que se combinan en una imagen de mosaico individual.Se recibieron las primeras imágenes de Venus el 16 de agosto de 1990, y las operaciones de asignación de rutina comenzaron el 15 de septiembre de 1990. El primer ciclo de asignación duró 243 días-el tiempo que tarda terrestres Venus para girar sobre su propio eje bajo plano orbital de la sonda. Ciclo 1 se completó con éxito el 15 de mayo de 1991, asignación de 84% de la superficie de Venus.
Ciclo 2 comenzó inmediatamente después y duró al 15 de enero de 1992 - En cada ciclo, la sonda fue inclinada en un "ángulo de visión" diferente, la producción de datos estereoscópicas que permitieron a los científicos para compilar un mapa tridimensional de la superficie-una técnica conocida como radar de apertura sintética.
Ciclo 3 se debe terminar el 14 de septiembre de 1992, pero se terminó un día antes debido a problemas con el equipo a bordo. En la cobertura radar total de 98% de la superficie de Venus se obtuvo, con el 22% de las imágenes en estéreo. Magellan produce imágenes de la superficie de una excepcional calidad y cobertura, que siguen siendo igual.
Ciclos de 4, 5 y 6 se dedican a la recogida de datos gravimétricos, para lo cual Magallanes aerobraked a su órbita estable bajo posible, con un perigeo o máxima aproximación de 180 kilómetros. Al final del ciclo de 6 su órbita se redujo aún más, entrando en los límites exteriores de la atmósfera. Después de llevar a cabo algunos experimentos finales, Magallanes completó con éxito su misión el 11 de octubre de 1994, y fue de-orbitaba a quemar en la atmósfera de Venus.
Topografía
Con la invención del telescopio, las observaciones ópticas de Venus fue posible, aunque pronto se hizo evidente que su superficie está oculta permanentemente por nubes densas. En 1643, Francesco Fontana fue el primero de varios astrónomos afirman ver manchas oscuras en las nubes, mientras que otros incluso dijeron que podían ver parte de la superficie a través de agujeros en las nubes. Los astrónomos también afirmaron haber visto puntos brillantes en ciertos puntos del disco del planeta, lo que sugiere una enorme montaña cuya cima fue superior a las nubes. El más famoso de estas observaciones fueron hechas por Johann Hieronymus Schrter, un respetado observador y colaborador de William Herschel, quien informó de varios avistamientos desde 1789 en adelante de un punto circular de luz brillante cerca del terminador sur de Venus, cree que la luz reflejada desde una gama muy alta montaña o pico, de alrededor de 43 kilómetros de altura. Herschel discute estas observaciones y las mantuvo a ser atribuible a las imperfecciones en el telescopio de Schrter. Muchos otros observadores afirmaron ver irregularidades en el terminador de Venus, y el debate continuó en el siglo 20 hasta las observaciones de radar fueron capaces de penetrar las nubes y revelar que, en realidad, no existen tales montañas gigantes.La superficie de Venus es relativamente plana. Cuando el 93% de la topografía fue asignada por el Pioneer Venus, los científicos encontraron que la distancia total desde el punto más bajo hasta el punto más alto de toda la superficie estaba a unos 13 kilómetros, mientras que en la Tierra, la distancia de las cuencas de la cordillera del Himalaya es de unos 20 kilómetros.
Según los datos de la Pioneer altímetros, casi el 51% de la superficie se encuentra a 500 metros del radio medio de 6.052 kilometros, sólo el 2% de la superficie se encuentra en elevaciones de más de 2 kilómetros de la radio de la mediana.
El experimento altimetría de Magallanes confirmó el carácter general del paisaje. De acuerdo con los datos Magellan, 80% de la topografía es dentro de 1-kilómetro de radio de la mediana. Las elevaciones más importantes se encuentran en las cadenas montañosas que rodean a Lakshmi Planum: Maxwell Montes, Akna Montes y Montes Freya. A pesar del paisaje relativamente plano de Venus, los datos de altimetría también encontraron grandes llanuras inclinadas. Tal es el caso en el lado suroeste de Maxwell Montes, que en algunas partes parece estar inclinada unos 45. Se registraron Preferencias del 30 de Danu Montes y Themis Regio.
Alrededor del 75% de la superficie se compone de roca desnuda.
Con base en los datos del altímetro de la sonda Pioneer Venus, con el apoyo de los datos de Magallanes, la topografía del planeta se divide en tres provincias: las tierras bajas, llanuras de deposición, y las tierras altas.
Tierras altas
Esta unidad abarca aproximadamente el 10% de la superficie del planeta, con alturas mayores de 2 km.Las provincias más importantes de las tierras altas son Afrodita Terra, Ishtar Terra y Lada Terra, así como las regiones de Beta Regio, Phoebe y Themis Regio Regio. Las regiones Alfa Regio, Bell Regio, Eistla Regio y Tholus Regio forman un grupo tan importante de las tierras altas.
Llanuras de deposición
Llanuras de deposición tienen altitudes promedio de 0 a 2 kilómetros y cubren más de la mitad de la superficie del planeta.Tierras Bajas
El resto de la superficie es tierras bajas y generalmente se encuentra debajo de la altitud cero. Datos de reflectividad de radar sugieren que en una escala de centímetros estas áreas son lisas, como resultado de la gradación.Los cráteres de impacto
Encuestas de radar basados en la Tierra han permitido identificar algunos patrones topográficos relacionados con cráteres y las Venera 15 y Venera 16 sondas identificaron casi 150 las características de origen impacto probable. La cobertura mundial de Magellan posteriormente permitió identificar cerca de 900 cráteres de impacto.En comparación con Mercurio, la Luna y otros cuerpos, Venus tiene muy pocos cráteres. En parte, esto se debe a la densa atmósfera de Venus se quema hasta meteoritos más pequeños antes de que lleguen a la superficie. La Venera y los datos de Magallanes están de acuerdo: hay muy pocos cráteres de impacto con un diámetro inferior a 30 kilómetros, y los datos de Magellan muestran una ausencia de cráteres de menos de 2 kilómetros de diámetro. Los pequeños cráteres son irregulares y aparecen en grupos, lo que apunta a la desaceleración y la desintegración de impactores. Sin embargo, también hay menos de los grandes cráteres, y los que parecen relativamente joven, que rara vez están llenas de lava, que muestran que se formaron después de la actividad volcánica en la zona cesado, y los datos de radar indica que son ásperas y no han tenido tiempo ser erosionado.
En comparación con la situación en órganos tales como la Luna, es más difícil determinar las edades de las diferentes áreas de la superficie en Venus, sobre la base de los recuentos de cráter, debido al pequeño número de cráteres en la mano. Sin embargo, las características de la superficie son consistentes con una distribución completamente al azar, lo que implica que la superficie de todo el planeta es más o menos la misma edad, o al menos que áreas muy grandes no son muy diferentes en edad a partir de la media.
Tomados en conjunto, estos datos indican que la superficie de Venus es joven. La distribución cráter de impacto parece ser más consistente con los modelos que requieren una repavimentación casi total del planeta. Después de este periodo de actividad extrema, las tasas de proceso disminuyeron y cráteres de impacto comenzaron a acumularse, y sólo una pequeña modificación y renovación del firme desde entonces.
Una superficie joven todos creados al mismo tiempo es una situación diferente en comparación con cualquiera de los otros planetas terrestres.
Evento global resurfacing
La hipótesis es que Venus sufrió una especie de rejuvenecimiento mundial hace unos 300-500 millones de años, aunque no de rock Venus se ha fechado nunca.Una posible explicación para este evento es que es parte de un proceso cíclico en Venus. En la Tierra, la tectónica de placas permite que el calor se escape del manto. Sin embargo, Venus no tiene pruebas de la tectónica de placas, por lo que esta teoría establece que el interior del planeta se calienta hasta que el material en el manto es lo suficientemente caliente como para forzar su camino a la superficie. El evento rejuvenecimiento posterior cubre la mayor parte o la totalidad del planeta con lava, hasta que el manto es lo suficientemente fría como para que el proceso comience de nuevo.
Hay varios otros atributos de Venus que este modelo puede ayudar a explicar. La falta de un campo magnético de Venus es desconcertante, ya que Venus es similar a la Tierra en tamaño, y presumiblemente composición. Sin embargo, puede ser explicado por un núcleo que no está perdiendo calor. Además, Venus tiene un deuterio muy superior a la proporción de hidrógeno en la atmósfera de lo que haga la Tierra o cometas. Fuga atmosférica es uno de los muy pocos procesos que diferencian entre el deuterio y el hidrógeno. La extremadamente alta relación implica que hubo grandes cantidades de agua en la atmósfera de Venus más recientemente que el inicio del sistema solar, y que una erupción masiva liberaría grandes cantidades de agua.
Se necesitan más pruebas para poner la teoría de rejuvenecimiento global de la Venus en tierra firme. Sin embargo, varios indicios diferentes apoyan, y es difícil de explicar el patrón de cráteres de Venus sin algo por lo menos vagamente parecido esta idea.
Volcanes
La superficie de Venus está dominada por el vulcanismo. Aunque Venus es superficialmente similar a la Tierra, parece que las placas tectónicas tan activos en la geología de la Tierra no existen en Venus. Alrededor del 80% del planeta se compone de un mosaico de llanuras de lava volcánica, salpicado con más de un centenar de grandes volcanes escudo aislados, y muchos cientos de volcanes más pequeños y construcciones volcánicas tales como coronas. Estas son las características geológicas que se cree que casi único a Venus: grandes estructuras en forma de anillo 100 a 300 kilómetros de diámetro y el aumento de cientos de metros sobre la superficie. El único otro lugar en el que se han descubierto está en la luna de Urano Miranda. Se cree que se forman cuando las columnas de aumento de la materia caliente en el manto empuja la corteza hacia arriba en forma de cúpula, que luego se derrumba en el centro como la lava se enfría y se fuga a los lados, dejando una estructura de corona: la corona.Las diferencias se pueden ver en los depósitos volcánicos. En muchos casos, la actividad volcánica se localiza a una fuente fija, y los depósitos se encuentran en las proximidades de esta fuente. Este tipo de volcanismo se llama "vulcanismo centralizado", en el que los volcanes y otras características geográficas formar regiones distintas. El segundo tipo de actividad volcánica no es radial o centralizada; basaltos de inundación cubren grandes extensiones de la superficie, de forma similar a las características tales como las Trampas del Decán en la Tierra. Estas erupciones como resultado "tipo de flujo" volcanes.
Volcanes menos de 20 kilómetros de diámetro son muy abundantes en Venus y pueden número de cientos de miles o incluso millones. Muchos parecen como cúpulas aplanados o "pancakes", cree que se formó de la misma manera para proteger a los volcanes de la Tierra. Estos volcanes domos panqueque son de hasta 15 kilómetros de diámetro y menos de 1 kilómetro de altura. Es común encontrar grupos de cientos de estos volcanes en las zonas denominadas campos escudo.
En la Tierra, los volcanes son principalmente de dos tipos: los volcanes de escudo y compuestos o estratovolcanes. Los volcanes en escudo, por ejemplo los de Hawaii, de expulsión de magma desde las profundidades de la Tierra en zonas llamados puntos calientes. La lava de estos volcanes es relativamente fluido y permite el escape de gases. Volcanes compuestos, como el Monte Santa Helena y el Monte Pinatubo, están asociados con las placas tectónicas. En este tipo de volcán, la corteza oceánica de una placa se desliza debajo de la otra en una zona de subducción, junto con una entrada de agua de mar, produciendo una lava gummier que restringe la salida de los gases, y por esa razón, volcanes compuestos tienden a entrar en erupción con más violencia.
En Venus, donde no hay placas tectónicas o agua de mar, los volcanes son del tipo de escudo. Sin embargo, la morfología de los volcanes de Venus es diferente. En la Tierra, los volcanes escudo pueden ser unas pocas decenas de kilómetros de ancho y hasta 10 kilómetros de altura en el caso de Mauna Kea, medida desde el fondo del mar. En Venus, estos volcanes pueden cubrir cientos de kilómetros en la zona, pero son relativamente plana, con una altura media de 1,5 kilómetros.
Las cúpulas de Venus son entre 10 y 100 veces más grandes que las formadas en la Tierra. Por lo general, se asocian con "coronas" y teselas. Se cree que las tortitas de estar formado por muy viscoso rico en sílice lava, erupción bajo la presión alta de la atmósfera de Venus. Domes llamados cúpulas márgenes festoneados, se cree que han sido objeto de actos de remoción en masa tales como deslizamientos de tierra en sus márgenes. A veces los depósitos de desechos se pueden ver esparcidos a su alrededor.
Otras características únicas de la superficie de Venus son las novas y arácnidos. Una Nova se forma cuando grandes cantidades de magma son extruye sobre la superficie para formar crestas radiantes y zanjas que son altamente reflectante al radar. Estos diques forman una red simétrica alrededor del punto central en el que surgió la lava, donde también puede haber una depresión causada por el colapso de la cámara de magma.
Arácnidos se llaman así porque se asemejan a una tela de araña, con varios óvalos concéntricos rodeados por una compleja red de fracturas radiales similares a los de una nova. No se sabe si los 250 más o menos características identificadas como arácnidos realidad comparten un origen común, o son el resultado de diferentes procesos geológicos.
La actividad tectónica
A pesar del hecho de que Venus no parece tener placas tectónicas como tal, la superficie del planeta muestra diversas características generalmente asociadas con la actividad tectónica. Características tales como fallas, pliegues, volcanes, grandes montañas y los valles de rift son causados por las placas de la Tierra se mueve sobre partes relativamente débiles del interior del planeta.La actividad volcánica de Venus ha generado cadenas de montañas plegadas, valles rift y terrenos conocidos como teselas, una palabra que significa "baldosas" en griego. Teselas presenten efectos de eones de compresión y deformación tensional.
A diferencia de las de la Tierra, las deformaciones en Venus están directamente vinculadas a las fuerzas dinámicas dentro del manto del planeta. Estudios gravitacionales sugieren que Venus carece de una astenosfera, una capa de baja viscosidad que facilita el movimiento de las placas tectónicas. La ausencia de esta capa sugiere que la deformación de la superficie de Venus se puede explicar por los movimientos convectivos en el planeta.
Las deformaciones tectónicas en Venus se producen en una variedad de escalas, el más pequeño de los cuales están relacionados con las fracturas lineales o fallos. En muchas zonas estos fallos aparecen como redes de líneas paralelas. Pequeños, crestas de las montañas se encuentran discontinuos que se asemejan a los de la Luna y Marte. Los efectos de la extensa tectonismo se muestran por la presencia de fallas normales, donde la corteza se ha hundido en una superficie relativa a la roca circundante, y las fracturas superficiales. Formación de imágenes de radar muestra que este tipo de deformación se concentran en los cinturones situados en las zonas ecuatoriales y a altas latitudes del sur. Estas correas son cientos de kilómetros de ancho y aparecen para interconectar a través de la totalidad del planeta, formando una red global asociado con la distribución de los volcanes.
Las divisiones de Venus, formado por la expansión de la litosfera, son grupos de depresiones decenas a cientos de metros de ancho y se extiende hasta 1.000 kilómetros de longitud. Las divisiones son en su mayoría asociados con grandes elevaciones volcánicas en forma de cúpulas, como las de Beta Regio, Atla Regio y la parte occidental de Eistla Regio. Estas tierras altas parecen ser el resultado de enormes plumas del manto que han causado la elevación, fractura, fallamiento y volcanismo.
La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra, se formó por procesos de compresión, expansión y el movimiento lateral. Otro tipo de accidente geográfico, que se encuentra en las tierras bajas, se compone de cintas estriadas eleva varios metros sobre la superficie, cientos de kilómetros de ancho y miles de kilómetros de largo. Existen dos concentraciones principales de estos cinturones: uno en Lavinia Planitia cerca del polo sur, y el segundo junto al Atalanta Planitia cerca del polo norte.
Tesserae se encuentran principalmente en Afrodita Terra, Alpha Regio, Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra. Estas regiones contienen la superposición e intersección de fosas de las diferentes unidades geológicas, lo que indica que éstas son las partes más antiguas del planeta. Alguna vez se pensó que las teselas son continentes asociados con las placas tectónicas como las de la Tierra, en realidad son probablemente el resultado de las inundaciones de basalto de lava que forman grandes llanuras, que fueron sometidos a una intensa fracturación tectónica.
El campo magnético y la estructura
La corteza de Venus parece ser de 50 kilómetros de espesor, y compuestas de rocas de silicatos. El manto de Venus es de aproximadamente 3.000 kilómetros de espesor, pero su composición es desconocida. Dado que Venus es un planeta terrestre, se presume que tienen un núcleo de hierro y níquel semisólida con un radio de unos 3.000 kilómetros.Pioneer Venus Orbiter de datos indica que Venus no tiene un campo magnético significativo. El campo magnético de un planeta es producido por una dinamo en su núcleo. Una dinamo requiere la realización de un líquido, la rotación, y la convección. Se cree que Venus para tener un núcleo conductor de la electricidad, y aunque su período de rotación es muy largo, las simulaciones muestran que esto es adecuado para producir una dinamo. Esto implica que Venus carece de convección en el núcleo. La convección se produce cuando hay una gran diferencia de temperatura entre la parte interna y externa del núcleo, pero ya que Venus no tiene tectónica de placas para dejar salir el calor, es posible que no tenga un núcleo interno, o que su núcleo no es actualmente enfriamiento .
Los flujos de lava y canales
Los flujos de lava en Venus son a menudo mucho más grande que la de la Tierra, hasta varios cientos de kilómetros de largo y decenas de kilómetros de ancho. Todavía se desconoce por qué estos campos de lava o flujos lobulados alcanzan tales dimensiones, pero se sugiere que son el resultado de grandes erupciones de basalto, lava de baja viscosidad tendido a formar anchas llanuras.En la Tierra, hay dos tipos conocidos de lava basáltica: A una y Pahoehoe?. ? A? Una lava presenta una textura rugosa en la forma de bloques rotos. Pahoehoe lava es reconocido por su apariencia pillowy o viscosa. Las superficies rugosas aparecen brillantes en las imágenes de radar, que pueden ser utilizados para determinar las diferencias entre? A? Un Pahoehoe y lavas. Estas variaciones también pueden reflejar diferencias en la edad de lava y preservación. Canales y tubos de lava son muy comunes en Venus. Dos astrónomos planetarios de la Universidad de Wollongong en Australia, el Dr. Graeme Melville y el Prof. Bill Zealey, investigaron estos tubos de lava, a partir de datos suministrados por la NASA, durante una serie de años y llegaron a la conclusión de que se han generalizado y hasta diez veces el tamaño de las de la Tierra. Melville y Zealey dijeron que el gigantesco tamaño de los tubos de lava venusinos se puede explicar por la lava muy fluida fluye junto con las altas temperaturas en Venus, permitiendo que la lava se enfríe lentamente.
En su mayor parte, los campos de flujo de lava están asociados con volcanes. Los volcanes centrales están rodeadas de extensos flujos que forman el núcleo del volcán. También están relacionados con cráteres, fisuras coronas, cúmulos densos de domos volcánicos, conos, pozos y canales.
Se han identificado Gracias a Magellan, más de 200 canales y complejos valle. Los canales se clasifican como simples, complejo, o compuesto. Canales simples se caracterizan por un solo canal principal, largo. Esta categoría incluye los surcos similares a los encontrados en la Luna, y un nuevo tipo, llamado canali, que consiste en canales largos y distintas que mantienen su anchura en todo su curso. El más largo de estos canales identificado tiene una longitud de más de 6.800 kilómetros alrededor de una sexta parte de la circunferencia del planeta.
Canales complejos incluyen redes anastomosados, además de las redes de distribución. Este tipo de canal se ha observado en asociación con varios cráteres de impacto y importante inundaciones de lava relativos a los grandes campos de flujo de lava. Compuesto canales están hechos de ambos segmentos simples y complejos. El mayor de estos canales muestra una web anastomosado y colinas modificados similares a los presentes en Marte.
Aunque la forma de estos canales es altamente sugerente de la erosión del fluido, no hay evidencia de que se han formado por el agua. De hecho, no hay evidencia de agua en cualquier lugar de Venus en los últimos 600 millones de años. Mientras que la teoría más popular para la formación de los canales es que son el resultado de la erosión térmica por la lava, hay otras hipótesis, entre ellas que fueron formados por fluidos calientes formados y se expulsa durante los impactos.
Procesos superficiales
El agua es casi inexistente en Venus, y por lo tanto el único proceso erosivo que se encuentra es la interacción producida por la atmósfera con la superficie. Esta interacción está presente en el material expulsado de los cráteres de impacto expulsados sobre la superficie de Venus. El material expulsado durante el impacto de un meteorito se eleva a la atmósfera superior, donde los vientos transportan el material hacia el oeste. A medida que el material se deposita en la superficie, que forma patrones en forma de parábola. Este tipo de depósito se puede establecer en la parte superior de las diversas características geológicas o flujos de lava. Por lo tanto, estos depósitos son las estructuras más jóvenes del planeta. Imágenes de Magellan revelan la existencia de más de 60 de estos depósitos en forma de parábola que están asociados con los impactos del cráter.El material de eyección, que se transportan por el viento, es responsable del proceso de actualización de la superficie a velocidades, de acuerdo con las mediciones de los sondeos Venera, de aproximadamente un metro por segundo. Teniendo en cuenta la densidad de la atmósfera de Venus inferior, los vientos son más que suficiente para provocar la erosión de la superficie y el transporte de material de grano fino. En las regiones cubiertas por depósitos de eyección se pueden encontrar líneas de viento, dunas y yardangs. Las líneas de viento se forman cuando el viento sopla material de eyección y de la ceniza del volcán, depositándolo en la parte superior de los obstáculos topográficos tales como cúpulas. Como consecuencia, los lados de sotavento de cúpulas están expuestos al impacto de pequeños granos que quitar la tapa de superficie. Tales procesos exponen debajo de los materiales, que tiene una rugosidad diferente, y por lo tanto diferentes características en virtud de radar, en comparación con los sedimentos formados.
Las dunas se forman por la deposición de las partículas que son del tamaño de granos de arena y tienen formas onduladas. Yardangs se forman cuando el material transportado por el viento esculpe los depósitos frágiles y produce surcos profundos.
Los patrones de la línea en forma de viento asociados con cráteres de impacto siguen una trayectoria en la dirección de la línea ecuatorial. Esta tendencia sugiere la presencia de un sistema de circulación de las células Hadley entre latitudes medias y el ecuador. Datos de radar de Magellan confirman la existencia de fuertes vientos que soplan hacia el este en la superficie superior de Venus, y los vientos meridionales en la superficie.
Impactos de meteoros en Venus se han producido durante los últimos cientos de millones de años. La superposición de los flujos de lava se puede observar. La reflexión del radar de los flujos de lava más antiguos, cubiertos por los flujos más recientes, presentan intensidades distintas. Los flujos más antiguos reflejan menos de las llanuras que rodean los flujos. Los datos de Magellan muestran que los flujos más recientes son similares a? Un? Una y pahoehoe. Sin embargo, los flujos de lava más antiguos son más oscuras y se parecen a los depósitos en las regiones áridas de la Tierra que han sufrido los impactos de meteoritos.
Química y la erosión mecánica de los antiguos flujos de lava es causada por reacciones de la superficie con la atmósfera en la presencia de dióxido de carbono y dióxido de azufre. Estos dos gases son primero y tercero gases más abundantes del planeta, respectivamente, el segundo gas más abundante es el nitrógeno inerte. Las reacciones probablemente incluyen el deterioro de los silicatos por el dióxido de carbono para producir carbonatos y cuarzo, así como el deterioro de los silicatos de dióxido de azufre para producir sulfato de calcio anhidro y dióxido de carbono.
Una de las características más interesantes de las imágenes de radar es la disminución de la reflexión a gran altura, exhibiendo valores extremadamente bajos más allá de un radio de 6.054 kilometros. Este cambio está relacionado con la disminución de la emisión y de la temperatura a grandes altitudes.
Hay varias hipótesis sobre las características inusuales de la superficie de Venus. Una idea es que la superficie se compone de suelo suelto con huecos esféricos que producen una reflexión eficaz de radar. Otra idea es que la superficie no es lisa y está cubierto por material que tiene una constante dieléctrica muy alta. Sin embargo, otra teoría dice que la capa de un metro por encima de la superficie está formada por láminas de un material conductor tal como pirita. Última, un modelo reciente supone la existencia de una pequeña proporción de minerales ferroeléctrico.
Minerales ferroeléctricos exhiben una propiedad única a altas temperaturas: los aumentos constantes dieléctricas abruptamente, sin embargo, ya que la temperatura aumenta aún más, la constante dieléctrica vuelve a sus valores normales. Los minerales que podrían explicar este comportamiento en la superficie de Venus son perovskita y pyrochlores.
A pesar de estas teorías, no se ha confirmado la existencia de minerales ferroeléctricos en Venus. Sólo en la exploración in situ dará lugar a una explicación de este tipo de enigmas sin resolver.
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