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Páginas relacionadas: |
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| Estructuras Complejas o Tectono-Volcánicas (I Parte) |
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 l vulcanismo
forma también algunos rasgos muy complejos en Venus. Estos
rasgos combinan tanto lavas como fallas; es por esto que reciben el
nombre de estructuras TECTONO-VOLCÁNICAS. Se diferencian de
los volcanes por dos hechos: primero, los volcanes se forman a menudo
en rifts o fallas más antiguas, pero no son las causas de éstas.
Segundo, por lo general los volcanes son simplemente grandes acumulaciones
de lava. En contraste, se piensa que las estructuras tectono-volcánicas
se forman al producirse fallas sobre magmas en ascenso. Además,
las lavas sólo dieron forma a una pequeña parte de esas
estructuras.Debido a las diferencias en las fallas, en Venus se encuentran tres tipos de estructuras complejas (o tectono-volcánicas): |
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 Coronas |
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Se piensa que las coronas se forman sobre pequeñas plumas del manto (*). Primero, los magmas ascendentes y el calor levantan la superficie. Estas plumas además alimentan a erupciones locales, pero son demasiadas pequeñas como para alimentar largas cadenas de erupciones. Por eso es que la superficie levantada no queda completamente cubierta de lavas, y se forma una compleja combinación de fallas y lavas. Al enfriarse con posterioridad, la superficie que primero se había levantado, se hunde para producir las formas que se observan en las coronas más antiguas. Hay varias teorías que intentan explicar la formación de estas estructuras, las cuales son consideradas únicas en el Sistema Solar, pero el tema todavía permanece abierto. |
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| Aracnoides |
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| Los aracnoides son los "primos" menores de
las coronas. Como éstas, tienen un anillo de fallas o elevaciones,
pero la diferencia es que estos anillos yacen dentro de un conjunto
radial de elevaciones o cerros. Los anillos varían en tamaño
de casi 50 km a 200 km de extensión. Por su parte las elevaciones
radiales exteriores tienen longitudes de 200 a 400 km. Se han catalogado
unos 250 aracnoides, y tienden a agruparse cerca de las coronas. Además,
como las coronas, los aracnoides son escasos en las llanuras bajas.
En cambio, la mayoría yace en terrenos más elevados
que las llanuras bajas (áreas verdes del mapa). Los aracnoides se parecen a las coronas, y se forman cerca de éstas. Por eso, se piensa que el mecanismo de formación es, en gran parte, similar al de las coronas. Sin embargo, son más pequeños que las coronas, y tienden a mostrar una menor cantidad de lava. Es decir que probablemente se formaron sobre plumas más pequeñas. Puesto que plumas más chicas deberían tener menos magma y por lo tanto provocarían una menor elevación de la superficie, este modelo parece ajustarse a lo observado. No obstante, la falta de derrames de lava también sugiere que hay más intrusiones en los aracnoides que en las coronas. De hecho se ha sugerido que las elevaciones radiales pueden ser grandes diques. Si es así, estos diques podrían drenar los magmas de las plumas y por lo tanto limitar la erupción de lavas a la superficie. |
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| Novas |
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| Las novas muestran menos signos de vulcanismo real
que las coronas o los aracnoides. En cambio, muestran un patrón
de fallas semejante a una "explosión estelar", y
una amplia elevación parecida a un domo. Algunas de estas fallas
parecen alimentar derrames de lava, pero tales derrames no son comunes.
Aproximadamente 50 novas han sido catalogadas. Tienen entre ~50 km
y 300 km de extensión, pero la mayoría tiene entre 150
y 200 km de extensión, es decir el mismo tamaño de la
mayoría de los aracnoides. Aunque son raras, las novas tienden a aparecer cerca de los grandes volcanes, o cerca de los grupos de coronas y aracnoides. Rara vez se encuentran aisladas o en las llanuras bajas. Como se piensa que las llanuras de mayor altura yacen sobre plumas del manto, esto sugiere que de algún modo las novas están vinculadas con el manto en estado de fusión. Dados sus tamaños y formas, las novas pueden indicar una temprana fase de elevación de la superficie sobre pequeñas plumas del manto. Si esto es verdad, entonces estas novas se pueden convertir en aracnoides o coronas, dentro de unos pocos millones de años. Otras estructuras complejas: |
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| Mylitta
Fluctus |
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| Mylitta Fluctus es uno de los campos de derrames de
lava más grandes que existen sobre Venus. Tiene aproximadamente
1 000 km de longitud y 460 km de ancho. Es decir, cubre un área
ligeramente mayor que el estado norteamericano de Arizona (300 000
km cuadrados). Se encuentra sobre el borde sur de Lavinia Planitia,
y tiene un desnivel de unos 2 000 m de sur a norte. Obsérvese
el gran cráter que está parcialmente inundado en el
sudeste (indicado por flechas). Este campo contiene muchos derrames de lava. Estos derrames tienen longitudes que varían de 400 a 1 000 km, y anchos de ~30 a 100 km. Muchos de estos derrames contienen canales centrales de lava, como los vistos en Hawai. Los derrames parecen haberse formado en 6 erupciones separadas, y la mayoría proviene de un único punto central en el sudeste (indicado por la palabra "source"). Esta fuente es un gran volcán de escudo que se formó durante el primer evento de erupción. Entonces erupciones posteriores produjeron los derrames más largos del campo principal de derrames. Basándose en el conocimiento de las lavas terrestres, se piensa que el escudo se formó en un lapso de entre 10 y 70 años. Los conjuntos de derrames de lava posteriores, se podrían haber formado, cada uno, en el término de 2 a 80 días. Nota: Mientras que los derrames de basalto en la Tierra son tan largos como los de Mylitta Fluctus, la mayoría de ellos no proviene de una única fuente. Más bien provienen de largas fisuras, las cuales son enterradas por las lavas de las erupciones. De esta manera, lo visto en Mylitta Fluctus sugiere que en Venus, a las lavas puede resultarles más difícil alcanzar la superficie. Ya que aquí el escudo se emplaza sobre una zona de grandes rifts, las fallas pueden haber ayudado a estas lavas a alcanzar la superficie. (Magellan C2 MIDR 60S333;1, con partes de C2 60S333;202.) |
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| Campo
de Derrames Atla |
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| Esta imagen muestra otro campo de derrames de lava.
Éste yace sobre el borde de Atla Regio, y también tiene
cerca de 1 000 km de longitud. Llega a medir hasta 300 km de ancho,
pero en algunos lugares se estrecha hasta unos 50 km. Su superficie
es aproximadamente comparable al del estado norteamericano de Oklahoma
(~180 000 km cuadrados). Como Mylitta Fluctus, este campo de derrames se formó en varias etapas. Aquí, no obstante, no hay un volcán de escudo como fuente de lavas. Más bien, las lavas surgieron cuatro veces desde un pequeño grupo de fallas y fosas. Como ocurre en Mylitta, estas fallas son parte de un sistema más grande de rifts. Después de la erupción, las lavas entonces fluyeron al oeste a lo largo del borde de Atla Regio. Obsérvese cómo se curvan en su viaje para seguir los niveles más bajos del terreno, y luego fluyen hacia adentro de un pequeño rift. (Magellan C1 MIDRs 00N197 y 00N215.) |
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| Canal
de Lava |
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| Esta imagen nuestra parte de un largo canal de lava
en Helen Planitia. El canal tiene una longitud total de casi 1 200
km, pero el segmento mostrado aquí sólo tiene 200 km
de largo. También tiene unos 2 km de ancho. Obsérvese
cómo el canal serpentea a lo largo de una banda que es ligeramente
más brillante que las llanuras circundantes. Esta banda probablemente
se formó con lavas muy líquidas que fluyeron sobre las
orillas del canal. Además, también puede verse un canal
de lava mucho más viejo. Las flechas señalan unas líneas
brillantes que serían los restos de un canal que prácticamente
ha desparecido en las llanuras cercanas. Aunque está bien preservado, el canal principal también parece ser antiguo. Primero, sus extremos desaparecen en las lavas de las planicies. Esto sugiere que el canal ha sido cubierto en algunos lugares por lavas más jóvenes. Segundo, el canal está cortado por un enjambre de elevaciones de la superficie y fallas (ver la parte superior central). Probablemente, el canal se formó poco después que lo hicieran las llanuras locales, y ambos sufrieron casi 300 millones de años de lenta deformación. (Press Release Image P39226, MGN-82, centrada cerca de 49S, 273E.) |
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| Otro
Canal de Lava |
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| La imagen muestra una porción de otro canal de lava. Se ubica al sur de Ishtar Terra, y también tiene cerca de 2 km de ancho. Claramente se ven un conjunto de canales cortados e islas, que conforman un panorama muy similar a lo visto en algunos ríos de la Tierra. Es decir, parece que las lavas cambiaron su camino a lo largo del tiempo, en forma muy parecida a como lo hacen los ríos terrestres. También la imagen muestra claros signos de erosión dentro del canal, arriba a la derecha. Parece como si las lavas hubieran efectuado cortes a los flujos más antiguos. Estos cambios en el camino del flujo probablemente son el resultado de la acción de flujos de lava posteriores que circulan por canales más antiguos. Pero también cabe la posibilidad de que éstos se hubieran formado en el transcurso de una sola gran erupción. (Parte de Magellan F MIDR 45N019.) | ||||
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| Segmento
de Canales Entrelazados |
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| Los canales de Venus también forman sistemas
más complejos. Aquí en la imagen se puede observar parte
de un sistema de canales entrelazados. Arriba a la izquierda hay varios
canales que se formaron cuando las lavas se derramaron de una depresión
del terreno limitada por fallas. Estos canales se unen en el centro
de la imagen, y entonces corren dentro de un sistema de montañas.
La lavas se estancaron en este sistema, hasta que lo rebasaron para
fluir luego más hacia al este. En el proceso, esculpieron profundas
aberturas en las montañas (ver flechas) y dejaron una cantidad
de islas con formas "aerodinámicas". Estas islas, tanto a la derecha como a la izquierda, se parecen mucho a las islas formadas por grandes episodios de inundación en la Tierra e incluso en Marte. Así, se piensa que las lavas en este canal se comportaron de un modo muy similar a las inundaciones de agua en la Tierra. Considerando la baja velocidad de la mayoría de las lavas terrestres, lo visto en esta imagen sugiere que las lavas no eran del tipo basáltico. Más bien, pueden haber sido materiales fundidos muy calientes del manto (komatiites) o posiblemente sulfuro líquido. Para referencia, esta imagen tiene unos 250 km de ancho. Muestra parte de un canal de 1 200 km de longitud, el cual corre alrededor del complejo volcánico Ammavaru. Yace al sur, cerca de Lada Terra. (Parte de Magellan F MIDR 50S021, centrada cerca de 51S, 22E.) |
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| Riachuelos
sinuosos |
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| Esta imagen muestra unos riachuelos sinuosos y cortos, parecidos a los que se observan en la Luna. Aquí, los riachuelos más pequeños comienzan en unas bocas de pequeño o mediano tamaño. Los riachuelos más grandes comienzan en zonas colapsadas, más grandes y más complejas. Obsérvese cómo los riachuelos se angostan a medida que se alejan de estas fuentes. Esto sugiere que las lavas fluían con menor velocidad y se enfriaban a medida que se alejaban de estas fuentes. En consecuencia, estas erupciones fueron probablemente más pequeñas y de menor duración que las erupciones que formaron los canales de lava más largos. También nótese que las bocas se alinean con las antiguas fallas. Una vez más, estas fallas probablemente ayudaron a controlar el surgimiento de las lavas a la superficie. (Parte de Magellan C1 MIDR 15S095, centrada cerca de 11S, 89.5E.) | ||||
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| Pequeña
Caldera |
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| Esta imagen muestra la forma que tiene la mayoría
de las calderas de Venus. El orificio central tiene unos 36 km de
extensión, y está rodeado por un conjunto grande de
fallas arqueadas. Estas fallas forman un dibujo de círculos
concéntricos de más de 100 km de extensión. Obsérvese
que estas fallas también cortan un anillo de derrames de lava
que se formó antes que la caldera se derrumbara. Dentro de
la caldera, se observa un suelo constituido por lavas oscuras y suaves
que surgieron después del colapso. Incluso después que
surgieran estas lavas, el piso se elevó y se desplomó
varias veces más. Esto se deduce por el anillo de fallas que
se ve en el piso y por las fallas del centro de la caldera. Aunque los cráteres de impacto también son estructuras circulares, la verdad es que por lo general, cráteres y calderas no comparten el mismo aspecto. Primero, los cráteres de impacto casi nunca tienen un conjunto de fallas dispuestas en círculos concéntricos fuera de sus bordes. Segundo, mientras que los cráteres de impacto, en su gran mayoría, tienen bordes bien definidos y elevados, la mayoría de las calderas tiene bordes bajos y redondeados, como bien se puede observar en esta imagen. Tercero, la mayoría de los cráteres de impacto de este tamaño, tiene un bien definido pico central que se eleva desde el piso del cráter. Las calderas por lo general tienen pisos uniformes o suaves. Por último, las calderas a menudo tienen derrames de lava bien visibles, ya sea sobre sus bordes o en sus pisos. Los cráteres de impacto raramente muestran tales signos de vulcanismo. (Parte de Magellan F-MIDR 05N228.) |
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| Caldera
Sacajawea |
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| Sacajawea es una de las calderas más grandes de Venus. Tiene aproximadamente 150 km de largo por 100 km de ancho, y parece tener más de 1 000 m de profundidad. Se ubica sobre las llanuras altas de Lakshmi Planum. De nuevo, se observa un gran anillo de fracturas en el exterior de la caldera, y un piso uniforme de lava en su interior. En el centro a la izquierda de la imagen, se pueden observar unos derrames de lava que han cubierto parcialmente al anillo de fracturas. También obsérvese al norte de la caldera cómo las fracturas están borroneadas. Ésta puede ser una región donde delgados derrames de lava han cubierto las antiguas fallas en anillo. Se observan en esta área una cantidad de domos pequeños y escudos, los cuales también están presentes en el borde sudeste. Todas estas características sugieren que Sacajawea se formó a partir de muchos eventos eruptivos. De hecho, Sacajawea se asienta sobre una extensa elevación de la superficie (~600 km de ancho) pero de escasa altura. Esta elevación en realidad puede ser un volcán de escudo muy chato. (Parte de Magellan C1 MIDR 60N319, centrada en ~66N, 336E.) | ||||
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