La superficie de Venus está dominada por características geológicas que incluyen volcanes, grandes cráteres de impacto y formas terrestres de erosión eólica y sedimentación. Venus tiene una topografía que refleja su única placa cortical fuerte, con una distribución de elevación unimodal (más del 90% de la superficie se encuentra dentro de una elevación de -1,0 y 2,5 km) [1] que conserva las estructuras geológicas durante largos períodos de tiempo. Los estudios de la superficie de Venus se basan en imágenes, radar y datos altimétricos recopilados de varias sondas espaciales exploratorias , particularmente Magellan , desde 1961 (ver Exploración de Venus). A pesar de sus similitudes con la Tierra en tamaño, masa, densidad y posiblemente composición, Venus tiene una geología única que es diferente a la de la Tierra. Aunque es mucho más antigua que la de la Tierra, la superficie de Venus es relativamente joven en comparación con otros planetas terrestres (<500 millones de años), posiblemente debido a un evento de resurgimiento a escala global que enterró gran parte del registro de rocas anterior. [2] Se cree que Venus tiene aproximadamente la misma composición elemental en masa que la Tierra, debido a las similitudes físicas, pero se desconoce la composición exacta. Las condiciones de la superficie de Venus son más extremas que las de la Tierra, con temperaturas que oscilan entre los 453 y los 473 ° C y presiones de 95 bar. [3] Venus carece de agua, lo que hace que la roca de la corteza sea más fuerte y ayuda a preservar las características de la superficie. Las características observadas proporcionan evidencia de los procesos geológicos en funcionamiento. Hasta ahora se han categorizado veinte tipos de características. Estas clases incluyen características locales, como cráteres, coronas y undae, así como características a escala regional, como planicias, planas y teselas. [4]
llanuras
Las llanuras son grandes áreas de topografía relativamente plana en Venus que se forman a diferentes alturas. Las llanuras con elevaciones dentro de 1 a 3 km del datum se denominan planos de tierras bajas o planitiae , y las de arriba se denominan llanuras de tierras altas o planas . [4] Las llanuras cubren el 80% de la superficie de Venus y, a diferencia de las que se ven en otros planetas de silicato, están muy fracturadas o falladas. Estructuralmente, estas llanuras contienen características como crestas de arrugas, grabens ( fosa y línea ), fracturas, escarpes ( rupes ), valles, colinas ( colisiones ) y diques en escalas locales y regionales. [5] Las llanuras a menudo contienen patrones de flujo visibles, lo que indica una fuente de flujos de lava volcánica. Los campos de flujo de lava más pronunciados se denominan fluctūs . La presencia de patrones de flujo de superficie, junto con valles transversales, ha dado lugar a la hipótesis de que estas llanuras probablemente se formaron por flujos de lava globales en una escala de tiempo corta y fueron posteriormente expuestas a tensiones de compresión y extensión. [6] Estructuralmente, las llanuras a menudo se deforman en cinturones de crestas ( dorsa ) o fracturas ( líneas ) de diversa orientación y morfología.
Canales / valles
La superficie de Venus contiene más de 200 sistemas de canales y valles llamados, que se asemejan a ríos terrestres. Estos canales varían en longitud y ancho y se encuentran comúnmente en regiones planas del planeta. La longitud y el ancho del canal van desde la resolución mínima de las imágenes de Magallanes hasta más de 6800 km de largo ( Baltis Vallis ) y hasta 30 km de ancho. Su distribución global no es uniforme y tiende a concentrarse alrededor de la región ecuatorial, cerca de estructuras volcánicas. Los valles venusinos también muestran características de flujos, como diques en los márgenes y estrechamiento y hundimiento aguas abajo. Los canales tampoco contienen afluentes, a pesar de su gran escala. Sin embargo, debido a la alta temperatura de la superficie de Venus, el agua líquida es inestable, lo que dificulta su comparación con los ríos terrestres. Estas características son similares a los flujos de lava en otros planetas terrestres, lo que ha llevado a la conclusión de que estos valles probablemente se formaron a partir de flujos volcánicos. Esto también lo sugiere la evidencia de flujos de lava enfriados que llenan los valles. [7] Los canales probablemente se formaron en escalas de tiempo muy cortas (1 a 100 años), lo que indica un movimiento muy rápido y erosión de las lavas. [6] Los canales de Venus se clasifican por morfología e incluyen tres tipos: simples, complejos y compuestos. [8]
- Los canales simples son valles de un solo canal con poca o ninguna ramificación o anastomosis . Los tipos de canales simples observados en Venus incluyen rieles sinuosos , canales simples con márgenes de flujo y canali . Los surcos sinuosos son como los que se ven en la Luna; canales erosivos estrechos que se originan en regiones de colapso volcánico, como las coronas. Los canales simples con margen de flujo están ubicados en campos de flujo obvios, tienen una fuente y un final indefinidos, y se cree que alimentan grandes flujos de los volcanes circundantes. Canali, como Baltis Vallis, son flujos largos con ancho y profundidad constantes que pueden contener canales, curvas y diques abandonados, lo que indica que provienen de grandes cantidades de lavas gruesas. [7] [8]
- Los canales complejos son canales que pueden estar trenzados, anastomizados o en patrones de distribución. Se forman comúnmente en depósitos de flujo de lava, pero también ocurren en otros lugares. Los canales complejos sin márgenes de flujo pueden formar parte de un sistema de flujo más grande y formarse a medida que los canales de flujos de lava erosionan la corteza. Los canales complejos con márgenes de flujo aparecen como no erosivos y sus canales individuales están separados por islas de corteza de diferentes calidades de radar. [7] [8]
- Los canales compuestos muestran estructuras de canales simples y complejas. Estos canales generalmente comienzan como canales simples y se bifurcan y serpentean a medida que la energía del flujo disminuye en sus tramos distales. [7] [8]
Vulcanismo
Centros volcánicos
En Venus se han identificado más de 1100 estructuras volcánicas de más de 20 km de diámetro, y se supone que las estructuras más pequeñas probablemente sumen muchas veces estas. Estas estructuras incluyen grandes edificios volcánicos, campos de volcanes en escudo y calderas individuales. Cada una de estas estructuras representa un centro de erupción de magma extrusivo y diferencias en la cantidad de magma liberado, la profundidad de la cámara de magma y la tasa de reposición de magma efecto de la morfología del volcán. En comparación con la Tierra, la cantidad de zonas volcánicas preservadas es asombrosa, y esto se basa en la fuerte corteza de Venus debido a la falta de agua. Los centros volcánicos en Venus no están distribuidos de manera uniforme, ya que más de la mitad de los centros se encuentran en y alrededor de la región Beta-Atla-Themis, que cubre <30% de la superficie del planeta. Estos tienden a ocurrir en altitudes medias a altas, donde son comunes las fisuras y la extensión, y señalan afloramientos del manto hacia la superficie. [9] Los centros volcánicos en Venus se caracterizan en dos categorías principales basadas en la capacidad o incapacidad de crear un reservorio de magma poco profundo: Grandes flujos que se originan en un solo edificio o regiones extensas con muchos sitios de erupción pequeños agrupados. [10]
- Los volcanes individuales denotan un solo edificio grande. Los volcanes de este tipo incluyen volcanes grandes (> 100 km de diámetro, a menudo llamados mons , ejemplos: Theia Mons y Maat Mons ), volcanes intermedios (20–100 km de diámetro) y calderas . Estos volcanes de un solo centro de erupción están sostenidos por una cámara de magma poco profunda en la corteza. La cámara de magma se rellena con magma procedente del afloramiento del manto y la fusión por descompresión, lo que provoca la acumulación y atrapamiento de un depósito. La captura de una cámara de magma permite una erupción a largo plazo y da como resultado flujos de magma que pueden crear grandes cúpulas volcánicas y depósitos de flujo. La extrusión de magma a la superficie a menudo está relacionada con la tectónica de rifting o extensional en la región, y la forma del domo o campo de flujo de magma está determinada por la química y la viscosidad del magma. Cada uno de estos tipos de volcanes se puede describir con más detalle en función de la forma de la cúpula creada, el número de edificios presentes, la presencia de fisuras a lo largo de la cúpula, la fractura radial o el colapso de la cámara de magma. Los volcanes intermedios con conos superficiales abovedados se denominan tholus , y los volcanes en forma de panqueque se denominan farrum . [4] Las calderas son depresiones circulares en la superficie que se cree que se formaron por deformación sobre una cámara de magma de enfriamiento. Las calderas en Venus se caracterizan por ser depresiones simples y únicas, llamadas coronas , y zonas complejas, fracturadas radialmente, llamadas aracnoides . Algunas calderas se llaman patera . [10]
- Los campos de escudos son regiones de 100 a 200 km de diámetro que contienen muchos volcanes pequeños, en su mayoría en escudos (<20 km). Estos campos pueden tener decenas a cientos de volcanes en escudo. En raras ocasiones, los volcanes en escudo individuales se denominarán colles . [4] Estos campos se forman en áreas donde la tasa de reposición de magma es demasiado baja para producir un depósito de magma en la corteza, lo que resulta en varias erupciones pequeñas a escala regional. El predominio de los volcanes de tipo escudo en estas regiones ha dado lugar al nombre de campos de escudo. [10]
Coronae
Las coronas son estructuras grandes y circulares con fracturas concéntricas a su alrededor que resultan del afloramiento del manto seguido de un colapso extensional. Dado que se han observado muchas secuencias de afloramiento y colapso como coronas estructuralmente diferentes en la superficie de Venus, todas las coronas parecen compartir una secuencia de vulcanismo intenso como resultado de afloramiento, ascenso topográfico, deformación tectónica, hundimiento debido al colapso gravitacional y vulcanismo continuo. . Las coronas en Venus difieren en la ubicación del levantamiento topográfico y se han caracterizado como tales. El levantamiento topográfico puede ocurrir en la depresión, el borde, el borde exterior o una combinación de estos lugares. Un colapso de las coronas junto con una tensión extensional puede resultar en una fisura, creando una región de chasmata . [9] [11]
Grandes campos de flujo de lava
Los grandes campos de flujo de lava se describen como lava de tipo inundación que se puede ver en los campos de fluctus. Estas son regiones inundadas con muchos flujos volcánicos de baja viscosidad de una sola fuente que cubre el área en un campo de flujo continuo. Algunos flujos pueden estar distribuidos radialmente alrededor de un volcán de coronas como una plataforma, tener forma de abanico o ser sub-paralelos en su orientación. Los grandes campos de flujo pueden provenir de grandes volcanes, calderas, estructuras de grietas o campos de volcanes en escudo y, a menudo, se asocian con entornos extensionales. [9] [10]
Subidas topográficas
Las elevaciones topográficas son áreas en forma de domo de alta topografía que resultan de procesos volcánicos y tectónicos. Estas áreas oscilan entre 1 y 4 km por encima del punto de referencia y entre 1000 y 3000 km de ancho. [9] [10] Estos aumentos están asociados con anomalías de alta densidad, que indican una fuente de plumas del manto debajo de la corteza que deforman y elevan la región. De las elevaciones topográficas en Venus, se han identificado tres tipos en función de su morfología tectónica o volcánica dominante: dominada por volcanes, dominada por grietas y dominada por corona. Los levantamientos dominados por volcanes , como el Bell Regio , tienen volcanes en la cima del levantamiento topográfico. Las elevaciones dominadas por las grietas se elevan mediante la ruptura y el adelgazamiento de la litosfera e incluyen Beta Regio y Theia Mons suprayacente . En un ascenso dominado por coronas, el levantamiento es causado por el colapso gravitacional y la extensión de una cámara de magma, e incluye Themis Regio . [9]
Tesserae
Las teselas son una característica exclusiva de Venus y se caracterizan por ser regiones de topografía alta del tamaño de un continente (1 a> 5 km por encima del punto de referencia) que están muy deformadas, a menudo con patrones complejos de crestas. Estas áreas están formadas por la intersección de al menos dos componentes estructurales. Las teselas se clasifican según sus componentes estructurales. Tipos de teselas [12] Los ejemplos incluyen Ishtar Terra y Aphrodite Terra . Se considera que las teselas son las características de la superficie más antiguas de Venus debido a su extensa deformación y pueden reflejar las condiciones en Venus antes de un evento de resurgimiento global. [12] Algunas de las crestas que se encuentran en los terrenos de teselas, particularmente en Ishtar Terra, forman grandes cinturones de montañas (o mons ). A lo largo de las latitudes ecuatoriales y meridionales, las teselas se denominan regiones , mientras que las de las latitudes septentrionales se denominan teselas . [4]
Cráteres de impacto
Los cráteres de impacto son depresiones de forma aproximadamente circular en la superficie de un planeta debido a impactos de alta velocidad con cuerpos extraterrestres. La superficie de Venus contiene casi 1000 cráteres de impacto. Sin embargo, a diferencia de algunos planetas de nuestro sistema, la atmósfera espesa de Venus crea un escudo fuerte que desacelera, aplana y puede fracturar los proyectiles entrantes. La superficie de Venus está desprovista de pequeños cráteres (≤30–50 km de tamaño) debido al efecto que tiene la atmósfera sobre los cuerpos pequeños. Dependiendo del ángulo de impacto, velocidad, tamaño y fuerza del cuerpo que se aproxima, la atmósfera puede romper y aplastar el proyectil, esencialmente derritiéndolo en el aire. Esta es una observación importante para los estudios de la superficie de Venus, ya que los cráteres se utilizan para determinar las edades relativas y aproximar las edades absolutas de las características de la superficie. [13]
Los cráteres de Venus se mantienen en perfectas condiciones, lo que hace que su clasificación y mecánica de impacto sean fáciles de interpretar. Pequeños proyectiles se queman en la atmósfera y los que llegan a la superficie se rompen en pedazos más pequeños, creando grupos de cráteres de impacto similares en apariencia a los cráteres lunares circulares. A medida que aumenta el tamaño del cráter, la posibilidad de ruptura en la atmósfera disminuye y los cráteres de impacto se vuelven más circulares con picos centrales del rebote isostático de la corteza. La atmósfera puede aplanar y ralentizar meteoroides más grandes a una velocidad terminal y hacer que exploten al impactar o cerca de la superficie, cubriendo la región con escombros. La onda de choque de estas explosiones puede aplanar el área circundante durante varios kilómetros. Los grandes impactos crean conos de excavación parabólicos y flujos de escombros similares a la lava. [14]
Estructuras eólicas
Imágenes recientes de Magallanes muestran más de 6000 accidentes geográficos eólicos , incluidas dunas (o undae ), vetas de viento y yardangs . Undae y yardangs tienen análogos directos en la Tierra y el proceso que los crea aquí se puede aplicar a los que se ven en Venus. Se han identificado grandes campos de dunas en la superficie y las dunas varían en tamaño desde metros hasta cientos de metros. De manera similar, pueden existir campos de yardang en lugares como el cráter Mead . [4] Las rayas de viento son rayas lineales paralelas que se forman cuando los vientos dominantes erosionan la geología de la superficie. Estas características ilustran el efecto erosivo que tiene la atmósfera en la superficie de Venus. [15]
Ver también
- Geología de Venus
- Nomenclatura planetaria
- Lista de características geológicas en Venus
- Lista de coronas en Venus
- Lista de cráteres en Venus
- Lista de campos de dunas extraterrestres
- Lista de montes en Venus
- Lista de terrae en Venus
Referencias
- ^ Ford, PG; Pettengill, GH (25 de agosto de 1992). "Topografía de Venus y pendientes a escala kilométrica". Revista de investigación geofísica: planetas . 97 (E8): 13103–13114. Código bibliográfico : 1992JGR .... 9713103F . doi : 10.1029 / 92JE01085 .
- ^ Basilevsky, AT; Jefe, JW; Schaber, GG; Strom, RG (1997). La historia del resurgimiento de Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 1047–1084. ISBN 0816518300.
- ^ Taylor, SR; McLennan, SM (2010). Cortezas planetarias: su composición, origen y evolución . Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 181–206. ISBN 9780521841863.
- ^ a b c d e f Tanaka, KL; Senske, DA; Precio, M .; Kirk, RL (1997). "Fisiografía, cartografía geomórfica / geológica y estratigrafía de Venus" (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 667–694. ISBN 0816518300.
- ^ Banerdt, WB; McGill, GE; Zuber, MT (1997). Plains Tectonics en Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 901–930. ISBN 0816518300.
- ^ a b Basilevsky, AT; Head, JW (1 de junio de 1996). "Evidencia de emplazamiento rápido y generalizado de llanuras volcánicas en Venus: estudios estratigráficos en la región de Baltis Vallis". Cartas de investigación geofísica . 23 (12): 1497-1500. Código Bibliográfico : 1996GeoRL..23.1497B . doi : 10.1029 / 96GL00975 .
- ^ a b c d Baker, VR; Komatsu, G .; Parker, TJ; Gulick, VC; Kargel, JS; Lewis, JS (25 de agosto de 1992). "Canales y valles de Venus: análisis preliminar de datos de Magallanes". Revista de Investigación Geofísica . 97 (E8): 13, 421-13, 444. Bibcode : 1992JGR .... 9713421B . doi : 10.1029 / 92JE00927 .
- ^ a b c d Baker, VR; Komatsu, G .; Gulick, VC; Parker, TM (1997). Canales y valles (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 757–793. ISBN 0816518300.
- ^ a b c d e Stofan, ER; Smrekar, SE (2005). "Grandes elevaciones topográficas, coronas, grandes campos de flujo y grandes volcanes en Venus: evidencia de plumas del manto?". Documento especial de la Sociedad Geológica de América . 388 : 841–861. doi : 10.1130 / 2005.2388 (47) .
- ^ a b c d e Crumpler, LS; Aubele, JC; Senske, DA; Keddie, ST; Magee, KP; Jefe, JW (1997). Volcanes y centros de vulcanismo en Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 697–756. ISBN 0816518300.
- ^ Stofan, ER; Hamilton, VE; Janes, DM; Smrekar, SE (1997). Coronae en Venus: Morfología y origen (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 931–965. ISBN 0816518300.
- ^ a b Hansen, VL; Willis, JJ; Banerdt, WB (1997). "Resumen y síntesis tectónica" (en Venus II, eds. Bougher, SW) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 797–844. ISBN 0816518300.
- ^ McKinnon, WB; Zahnle, KJ; Ivanov, BA; Melosh, HJ (1997). Cráteres en Venus: modelos y observaciones (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 969-1014. ISBN 0816518300.
- ^ Herrick, RR; Sharpton, VL; Malin, MC; Lyons, SN; Feely, K. (1997). Morfología y morfometría de cráteres de impacto (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 1015–1046. ISBN 0816518300.
- ^ Greenley, R .; Bender, KC; Saunders, RS; Schubert, G .; Weitz, CM (1997). Procesos eólicos y características en Venus (en Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 547–589. ISBN 0816518300.
enlaces externos
- Medios relacionados con las características de la superficie de Venus en Wikimedia Commons