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| Cráteres de Impacto sobre Venus Redacción |
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 os
cráteres de impacto son rasgos muy comunes en los cuerpos planetarios,
ya que "proyectiles" de energía cinética,
tales como meteoroides, asteroides y cometas, han colisionado contra
las superficies planetarias por miles de millones de años.
Estos verdaderos proyectiles son capaces de penetrar la atmósfera
del planeta e impactar contra la superficie a una velocidad de decenas
de kilómetros por segundo, con la suficiente energía
como para generar ondas de choque en la estructura rocosa de la corteza.
Estas ondas se propagan y producen cráteres por medio de la
eyección de vapores, rocas fundidas, y bloques de roca de diverso
tamaño. Durante este proceso de formación de la estructura de impacto, las porciones de la superficie de mayor profundidad son depositadas cerca del borde, y las más superficiales son expulsadas a una mayor distancia del mismo. Generalmente, los cráteres de impacto tienen una forma circular, un borde elevado, y una escasa profundidad con relación al diámetro. El cráter está rodeado por depósitos de material expulsado, los cuales disminuyen su grosor a medida que se alejan del borde. Debido a la atmósfera densa de Venus, algunos aspectos de la formación y de la morfología de sus cráteres presentan características que difieren de lo que ocurre en otros cuerpos planetarios. Hay una progresión general en la morfología entre grandes, intermedios, y pequeños cráteres: |
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| Los cráteres de impacto exhiben un amplio rango de degradación sobre diferentes planetas, así que son indicadores muy útiles del rejuvenecimiento y modificación de las superficies. En la Tierra, los cráteres son rápidamente degradados y destruidos por los procesos erosivos que actúan sobre la superficie. En contraste, los cráteres de Venus permanecen como "recién formados" (62%) debido a que son geológicamente jóvenes, y de hecho hay muy pocos fenómenos erosivos que los puedan afectar. | |||||
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 Características
Generales |
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| Se ha encontrado que los cráteres de impacto
sobre Venus están distribuidos al azar, pero uniformemente.
La craterización de los planetas rocosos muestra un registro
de dos períodos distintos: un período antiguo de intenso
bombardeo, y el otro más reciente de un bombardeo menos intenso.
La superficie de Venus no muestra un registro del período de
intenso bombardeo, indicando esto que la misma fue modificada cerca
de 300 a 500 millones de años atrás. La mayoría
de los cráteres de Venus luce intacto. Esto es así porque
los mismos se formaron después de que la superficie de este
planeta fuera renovada. Desde entonces, tanto la actividad geológica
como los diversos procesos erosivos han sido de poca importancia como
para degradarlos y destruirlos. De todos los planetas del Sistema
Solar, Venus es el que tiene la menor cantidad de cráteres
pequeños. Esto se debe a que los pequeños proyectiles
se vaporizan o despedazan en su densa atmósfera antes de que
puedan alcanzar la superficie. A excepción de los miembros
más pequeños de algunos grupos de cráteres, no
se han observado cráteres con diámetros menores a los
3 kilómetros. Algunos cráteres tienen depósitos extendidos en forma parabólica y abiertos hacia el oeste. Hay una característica que es exclusiva de los cráteres de Venus: por lo general éstos tienen depósitos de material derramado que se extienden, siguiendo los accidentes del terreno, sobre grandes distancias y además son brillantes al radar. Igualmente muchos cráteres muestran halos brillantes u oscuros al radar. Aproximadamente la mitad de los cráteres de impacto sobre Venus están parcial o completamente rodeados por halos. Estos halos posiblemente representan áreas suaves con muy pequeña rugosidad de la superficie. Las ondas de choque atmosféricas que se produjeron a medida que el proyectil atravesaba las capas más densas de la atmósfera, podrían haber removido algunas estructuras de la superficie del tamaño de la longitud de onda y pulverizado los materiales de la superficie, produciendo estos márgenes brillantes u oscuros. Alternativamente, los pequeños escombros producidos por la destrucción parcial del proyectil a medida que ingresaba a la atmósfera, se podrían haber depositado antes de que se formara el cráter. Como no todos los cráteres son estructuras de impacto, existe un grupo de criterios que ayuda a diferenciarlos. Las principales características de una estructura de impacto son: (1) un borde circular sobreelevado; (2) flancos que suavemente se elevan por encima de los terrenos circundantes; (3) un piso por debajo del nivel de los terrenos circundantes; (4) un manto de material expulsado rodeando al cráter; y (5) una cuenca interna pudiera estar presente en los cráteres muy grandes. El siguiente dibujo, muestra una sección transversal de un cráter de impacto ideal con pico central: |
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Además, en el siguiente gráfico se muestra una sección idealizada de un cráter, y la forma de calcular la profundidad y la pendiente. Estas ecuaciones son aplicables solamente si los datos de radar no han sufrido distorsiones por inversión de relieve (o layover en inglés). Para una versión a full resolución del gráfico, click aquí. |
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El manto de material expulsado y el borde circular de un cráter son muy brillantes en las imágenes de radar, debido a que ambos son muy irregulares, con muchas superficies orientadas aproximadamente en forma perpendicular al haz del radar. Típicamente, la pared del cráter que se inclina hacia el radar aparece comprimida, mientras que la pared que se inclina alejándose del radar aparece expandida. Las paredes paralelas al haz del radar tienen anchuras y brillos intermedios. Estos efectos son debidos a las características de la adquisición de datos por radar. La simetría de un cráter depende del ángulo de impacto del proyectil que lo formó. Un cráter producido por un impacto que es normal a la superficie tiende a ser radialmente simétrico: las crestas del borde tienen aproximadamente las mismas alturas en todas partes y son concéntricas con el contorno del piso del cráter, mientras que los flancos tienden a tener el mismo aspecto en todas las direcciones radiales. De todas formas, casi todos los cráteres son producidos por proyectiles que tienen trayectorias oblicuas a la superficie. Cuando el ángulo es muy oblicuo, el cráter tiene una simetría bilateral con relación al plano de la trayectoria. En este caso existe la tendencia a que el borde del cráter sea más elevado de un lado que del otro. Igualmente, los flancos recorren mayores distancias en la dirección indicada por esta parte más elevada del borde. Los cráteres de impacto de Venus tienen pisos ya sea brillantes u oscuros al radar, o ambos. La brillosidad del piso del cráter en las imágenes de la sonda Magellan parece depender del ángulo de incidencia del haz del radar, el tamaño del cráter, el terreno sobre el cual se formó el cráter y la cantidad de material de relleno (lava o elementos fusionados por el impacto). |
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| Clasificación
de los Cráteres de Impacto |
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| Se ha clasificado a la morfología de los cráteres de Venus vistos por la sonda Magellan en seis tipos: | |||||
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| Los pequeños cráteres simples tienen
forma de tazón, y aunque son muy comunes en Marte y en la Luna,
son verdaderamente escasos en Venus. Por lo general, los pequeños
cráteres de Venus se encuentran formando grupos compactos. A continuación, se hace un breve repaso de algunos importantes cráteres de impacto que existen en Venus: |
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| Cráter
Danilova |
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| -26.4° Latitud, 337.2° Longitud; 49 km de diámetro. El cráter Danilova tiene una típica estructura de impacto con pico central. | |||||
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| Cráter
Golubkina |
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| 60.30° Latitud, 286.55° Longitud; 30.1 kilómetros
de diámetro; cráter de pico central. Imagen de radar y vista simulada 3D del cráter Golubkina. La imagen de radar es en realidad una composición de datos obtenidos con las sondas Venera 15/16 y Magellan. Esta estructura de impacto se caracteriza por tener pico central y paredes internas con terrazas, como en los grandes cráteres de impacto de la Tierra, la Luna y Marte. Las terrazas se formaron con posterioridad a la formación del cráter, al colapsarse la cavidad formada por el impacto. El pico central se formó al "rebotar" el piso interno del cráter. Es nombrado así en homenaje a la escultora rusa Anna Golubkina. |
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| Cráter
Cleopatra |
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| 65.90° Latitud, 7.00° Longitud; 105 kilómetros
de diámetro; cráter con dos anillos. Las imágenes de las sondas Venera 15/16 y del Observatorio Arecibo, revelaron varias estructuras aproximadamente circulares que podían ser interpretadas como cráteres de impacto o bien como estructuras de origen volcánico. Cleopatra, en los Montes Maxwell, era una de esas controversiales estructuras. Se creía que esta formación era la caldera de un volcán gigante. Magellan pudo establecer que Cleopatra en realidad es un cráter de impacto. Tiene una cuenca interna y otra externa. Además son visibles depósitos muy accidentados de material expulsado. Los depósitos de material expulsado que rodean a Cleopatra parecen estar incompletos, y no son tan extensos como deberían ser para un cráter de este tamaño. Tal vez esto se deba a que Cleopatra se emplaza en terrenos elevados. El material expulsado del cráter se puede identificar como tal porque es más accidentado y tiene pendientes de mayor escala que los terrenos circundantes. Los derrames de material fundido por el impacto, o lavas procedentes de un vulcanismo activado por el impacto, atravesaron el borde del cráter e inundaron las depresiones en la esquina superior derecha de la imagen. Estos derrames y el piso del cráter son oscuros al radar debido a que los mismos son más suaves que los terrenos de los alrededores. |
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| Cráter
Mead |
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| 12.50° Latitud, 57.20° Longitud; 280 kilómetros
de diámetro; cráter multianillo. El cráter Mead, con un diámetro de 280 km, es el cráter de impacto más grande que existe sobre Venus. El anillo interno se piensa que representa el borde original de la cavidad del cráter, mientras que el anillo más externo habría sido producido por la acción de una falla en forma de anillo. La llanura que lo rodea está cubierta de finos escombros que reflejan débilmente las señales del radar, apareciendo por lo tanto más oscura en la imagen. El piso del cráter tiene varias grietas que se ven como líneas brillantes. El material expulsado del cráter aparece más brillante debido a que el mismo es muy irregular, con más superficies que miran directamente al radar. La profundidad del cráter es de aproximadamente 1 000 m, lo que hace que el mismo sea extremadamente poco profundo. Tal vez a lo largo del tiempo grandes cantidades de material hayan inundado el piso de este cráter. Las bandas verticales inclinadas son efectos del procesamiento de los datos de radar. Es nombrado así en honor a Margarita Meade, una antropóloga americana que murió en 1978. |
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