Introducción al vulcanismo de Venus
Redacción |
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 enus
tiene más volcanes que cualquier otro planeta en el Sistema
Solar. Se conocen más de 1 600 volcanes principales o estructuras
volcánicas, y hay una cantidad ciertamente enorme de pequeños
volcanes. Nadie los ha contado a todos todavía, pero el número
total puede ser superior a 100 000 o incluso más de 1 000 000
(...).
En general, el vulcanismo en Venus, puede aparecer en algunas de las
siguientes formas, comenzando por las más numerosas:
 Volcanes
de Escudo: Grandes
/ Pequeños
Estructuras
Complejas: I
Parte / II
Parte
Volcanes
Inusuales
Grandes
Derrames de Lava
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No se conoce a ningún volcán en actividad,
pero hay que destacar que la cantidad de datos disponibles es limitada.
Se estima que estos volcanes, en su gran mayoría, se extinguieron
muho tiempo atrás, pero tal vez algunos pocos pueden todavía
estar activos. Seguramente éste será un punto importante
a estudiar por la sonda europea Venus Express.
Venus es similar a la Tierra en muchos aspectos. Tiene casi el mismo
tamaño y una composición en general similar (ambos son
planetas del tipo "rocoso"). De todos los planetas, su órbita
alrededor del Sol es la más cercana a la órbita terrestre.
Tiene nubes y una atmósfera espesa. Como la Tierra, tiene una
superficie bastante joven en términos geológicos (~500
millones de años). Sin embargo, a pesar de estas similitudes
básicas, Venus difiere sustancialmente "en detalle"
de la Tierra:
Primero: Debido a que su atmósfera
está constituida principalmente por CO2,
Venus experimenta un "Efecto Invernadero" extremo. De hecho,
la temperatura en la superficie de Venus es de aproximadamente 470
°C (!). Es más, su presión atmosférica a
nivel superficie es aproximadamente 90 veces mayor que la que existe
en la Tierra a nivel del mar. Esto es aproximadamente equivalente
a la presión del agua en la Tierra a un kilómetro por
debajo de la superficie del océano.
Estas condiciones a nivel de la superficie tienen dos importantes
efectos: |
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(1) No hay agua
en la superficie de Venus. De hecho, casi no hay agua en el
aire. Las nubes están compuestas principalmente por ácido
sulfúrico y se encuentran a alturas mucho más
altas que la mayoría de las nubes terrestres. |
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(2) Debido a
la gran presión atmosférica, los vientos en Venus
son también relativamente lentos. De esta forma, realmente
ni el viento, ni la lluvia pueden erosionar la superficie venusina.
Como resultado de esto, las estructuras geológicas parecerán
por mucho, mucho tiempo como "recién formadas". |
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Segundo: Venus no muestra ninguna evidencia
de poseer tectónica de placas. No hay largas cadenas lineales
de volcanes. No hay zonas claras de subducción. Aunque los
"rifts" (*) son comunes,
ninguno se asemeja a los que existen en medio de los océanos
en la Tierra. También, no son muy comunes las regiones similares
a continentes, y éstas no muestran las uniones con forma de
sierra observadas en la Tierra. Resumiendo, el vulcanismo en la Tierra
por lo general es un indicativo de aquellas zonas donde chocan y se
mueven las placas, mientras que en Venus el vulcanismo es mucho más
regional y mucho menos "organizado".
Tercero:
el vulcanismo en Venus muestra menos "estilos eruptivos"
que en la Tierra. Casi todo el vulcanismo en Venus parece involucrar
derrames de lava líquida. En Venus no hay signos de erupciones
explosivas con emisión de cenizas, y hay poca evidencia de
erupciones de lavas viscosas y fangosas.
Esto puede reflejar una combinación de varias causas:
Primero, debido a la presión atmosférica alta, las lavas
venusianas necesitan un contenido mucho más alto de gases que
las terrestres como para hacer erupción en forma explosiva.
Segundo, en la Tierra es el agua el principal elemento que potencia
las explosiones de lava, y ésta es, como mencionamos anteriormente,
muy escasa en Venus.
Por último, muchas lavas viscosas y erupciones explosivas en
la Tierra se producen cerca de las zonas de subducción de las
placas. Así, la falta de zonas de subducción también
debería reducir la probabilidad de tales erupciones en Venus.
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| (*) Grieta o fractura en la superficie de un
planeta causada por extensión. |
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| Para
saber más... |
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Mapa Topográfico
de Venus. |
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El
conocimiento de la superficie de Venus antes de la misión
Magellan
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. Las oportunidades
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 visitar 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 1975 Venera 9 transmitió
las primeras imágenes de la superficie de Venus y llevó
a cabo experimento de rayos gama sobre las rocas del sitio
de aterrizaje. Más tarde, el mismo año, Venera
10 enviaría otras imágenes de la superficie.
También en 1975 la sonda Pioneer sobrevoló a
Venus en su camino de encuentro con Mercurio. En 1978 la Pioneer
12 (también conocida como Pioneer Venus 1 o Pioneer
Venus Orbiter) 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.
En 1978 Pioneer Venus 2 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 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 las mejores obtenidas
con radares terrestres. En 1985 con la euforia del cometa
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.
Magellan estudia la geología de Venus
Lanzada el 4 de mayo de 1989 a bordo del transbordador Atlantis,
la sonda Magellan fue puesta en órbita terrestre
hasta el momento en que el motor de su etapa superior inercial
le diera el empuje necesario para ubicarla en una trayectoria
de transferencia a Venus. El 10 de agosto de 1990 Magellan
llegó a Venus, y empezó a tomar imágenes
en radar. En cada día completó 7,3 órbitas
de imágenes de Venus. Cada órbita tenía
una franja de cobertura de 20 a 25 kilómetros de
ancho y unos 70 000 km de largo. La cobertura de todo el
planeta requirió de 1 800 franjas de imágenes
las cuales fueron combinadas en un mosaico para producir
una imagen coherente.
Las primeras imágenes de Venus fueron recibidas el
16 de agosto de 1990 y las operaciones de mapeo rutinario
comenzaron el 15 de septiembre de 1990. Los ciclos durarían
unos 243 días terrestres (el tiempo que le toma a
Venus girar una vez sobre su propio eje debajo de la órbita
de la nave). El Ciclo 1 terminó exitosamente el 15
de mayo de 1991 dedicado al mapeo del 84% de la superficie
venusiana.
Inmediatamente a la primera etapa de mapeo le siguió
el Ciclo 2 que duró hasta el 15 de enero de 1992.
En este segundo ciclo, el mapeo de la superficie fue hecho
con una inclinación de observación derecha
para compensar la inclinación izquierda utilizada
durante el Ciclo 1. Estas técnicas de observación
radar permitieron a los científicos determinar las
alturas de ciertos patrones geográficos.
El Ciclo 3 iba a terminar el 14 de septiembre de 1992, pero
su conclusión tuvo que adelantarse un día
debido a problemas con el equipo de abordo. Durante este
ciclo se obtuvieron imágenes del polo sur, y de otras
regiones faltantes del planeta que no habían sido
estudiadas en los ciclos anteriores.
El Ciclo 4 (sept. 14, 1992 - mayo 1993) fue usado para obtener
datos de la gravedad de Venus.
El Ciclo 5 se dedicó a la recolección de datos
de gravedad y comenzó en agosto de 1993. El Ciclo
5 fue dedicado a la recolección de datos de gravedad
con mayor precisión, para ello, la sonda Magellan
fue ubicada en una órbita circular más baja.
La órbita más baja y segura en Venus se ubica
a unos 200 km sobre la superficie. El procedimiento se llevó
a cabo a través del aerofrenado, una técnica
por la que la nave disminuyó la velocidad para ser
atraída por la gravedad del planeta y de esa manera
ser frenada lentamente por la fricción con la atmósfera,
disminuyendo el apoapsis. Esta maniobra se llevó
a cabo entre el 25 de mayo, 1993 y el 5 de agosto, 1993.
En total se logró una cobertura radar del 98% de
la superficie de Venus con el 22% de las imágenes
en estéreo. Las imágenes provistas por la
sonda Magellan son las más nítidas que se
dispone de Venus y la cantidad de las mismas es mayor a
la producida por todas las naves anteriores.
El 12 de octubre de 1994 cuando se programó que la
nave se zambullera en la atmósfera de Venus para
estudiar su dinámica, los controladores de Tierra
perdieron el contacto. Al día siguiente Magellan
se había quemado en la atmósfera de Venus
completando una misión exitosa.
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| Mendoza, Argentina, 29 de Mayo de 2005. |
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