viernes, 20 de mayo de 2016

Introducción a la geología de Venus

La geología de Venus ofrece características superficiales impresionantes que contrastan tanto por su belleza como por su rareza. Su superficie muestra una clara evidencia de una actividad volcánica muy activa en el pasado. Sin embargo, a diferencia de otros cuerpos del Sistema Solar que han sufrido una gran craterización como la Luna, Venus tiene una baja densidad de cráteres pequeños pero sí presenta algunos de tamaño mediano a grande. Esto se explica porque la densa atmósfera del planeta ha venido desintegrando a los meteoritos de menor envergadura. También se encuentran largos ríos de lava, evidencia de erosión eólica y un tectonismo importante. Se cree que el 80% de los accidentes geográficos de su superficie están relacionados con algún tipo de proceso volcánico.
A diferencia de las coladas de lava terrestres, en Venus éstas se producen a una escala superior. Los flujos de lava venusianos alcanzan con frecuencia longitudes de cientos de kilómetros e incluso más de 1.000 km en su longitud total. La amplitud de estos flujos puede alcanzar de unos pocos hasta algunas decenas kilómetros.
Otras características únicas son la existencia de novas ("novae") y aracnoides.
La formación de las novas se da cuando grandes cantidades de magma llegan hasta la superficie sin erupcionar formando diques intrusivos que son brillantes a las imágenes de radar. Estos diques se organizan en lineamientos simétricos que denotan el área de levantamiento, aunque también se puede producir una depresión causada por la subsidencia del material magmático. Si tales lineamientos, sean éstos grabens o crestas, se irradian desde un punto central reciben el nombre de novas (nombre usado para enfatizar la semejanza a la figura de una estrella que ha explotado). Se han identificado cerca de 50 de estas estructuras.
Cuando los lineamientos de grabens, fisuras, y crestas se extienden varios radios desde la circunferencia de un punto central reciben el nombre de aracnoides, indicativo de su apariencia. Se identificaron cerca de 250 aracnoides.
Venus no presenta indicios de tectónica de placas activa en el presente, sin embargo, su superficie sí presenta varios patrones geográficos asociados con procesos tectónicos que a través del movimiento fluido del interior del planeta han generado terrenos con fallas, plegamientos, volcanes, grandes montañas, valles rift y la compresión y extensión de la superficie.
El activo tectonismo de Venus ha generado cinturones montañosos plegados, valles rift y terrenos de estructuras complicadas llamados tesserae (en griego tessera significa baldosa), los cuales presentan múltiples episodios de compresión y deformación tensional.
La cadena montañosa más alta de Venus, Maxwell Montes en Ishtar Terra, fue formada por un proceso de compresión, extensión y movimientos laterales. Otro tipo de accidente geográfico encontrado en las tierras bajas, consiste en cinturones lineales ubicados a distancias muy próximas que se elevan a varios kilómetros sobre la superficie con amplitudes de cientos de kilómetros y longitudes de miles de kilómetros. Existen dos concentraciones importantes de estos cinturones: uno se ubica en Lavinia Planitia en altas latitudes del hemisferio sur, y el segundo se encuentra adyacente a Atalanta Planitia en las altas latitudes del hemisferio norte.
Los tesserae, que son terrenos de complejas crestas, se encuentran fundamentalmente en Aphrodite Terra, Alpha Regio, Tellus Regio y la parte oriental de Ishtar Terra (Fortuna). Estas regiones contienen la superposición y cortes de grabens de diferentes unidades geológicas lo que significa que son las partes más antiguas del planeta.
Algunos científicos creen que los tesserae pueden ser análogos a los continentes terrestres. Otros suponen que son regiones producidas por un manto en movimiento descendiente que provocó las fracturas y plegamientos para formar una espesa corteza basáltica o sitios de antiguas plumas del manto que crearon grandes volúmenes de lava sobre la superficie de Venus.
En Venus no existe el agua y por lo tanto el único proceso erosivo es la interacción producida por la atmósfera con la superficie. Esta interacción se hace presente en los deyectos de los cráteres de impacto, los cuales han sido expulsados a lo largo de la superficie. Este tipo de depósitos puede establecerse encima de varias unidades geológicas o coladas de lavas y por lo tanto son las estructuras más jóvenes del planeta. Los materiales excavados durante el impacto de un meteorito son levantados hasta la parte superior de la atmósfera donde los vientos los transportan en dirección oeste y a medida que el deyecto se deposita en la superficie va formando patrones parabólicos. Dada la densidad de la atmósfera inferior de Venus, los vientos son más que suficientes para provocar la erosión de la superficie y el transporte de material de grano fino.

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