La nieve de Venus es un brillo del reflejo del radar de la superficie de Venus a grandes alturas. La "nieve" parece ser un condensado mineral de sulfuro de plomo y sulfuro de bismuto precipitado de la atmósfera a altitudes superiores a los 2.600 m (8.500 pies). [2] [3] [4]
Inicialmente se desconocía la naturaleza de la "nieve". En las imágenes de radar, las superficies lisas como las llanuras de lava generalmente aparecen oscuras, mientras que las superficies rugosas como los escombros de impacto aparecen brillantes. La composición de la roca también altera el retorno del radar: el material conductor, o material con una constante dieléctrica alta , parece más brillante. Por lo tanto, inicialmente fue difícil determinar si las áreas de gran altitud de Venus eran diferentes de las tierras bajas en composición química o textura. Las posibles explicaciones incluyeron suelo suelto, diferentes tasas de meteorización en elevaciones altas y bajas y deposición química en elevaciones altas. [5] No podría ser hielo de agua , que no puede existir en las condiciones extremadamente calientes y secas de la superficie de Venus.
Los datos del mapeador de radar del orbitador Pioneer Venus sugirieron una explicación en términos de composición química. Se planteó la hipótesis de que la roca subyacente contenía pirita de hierro u otras inclusiones metálicas que serían muy reflectantes. A las altas temperaturas que se encuentran en la superficie de Venus, estos minerales se evaporarían gradualmente. Una meteorización más rápida a gran altura podría exponer continuamente material nuevo, haciendo que las tierras altas parezcan más brillantes que las tierras bajas. [6] Las observaciones de radar de alta resolución de la sonda Magellan en 1995 comenzaron a favorecer la hipótesis de que los compuestos metálicos se subliman en altitudes más bajas y cálidas y se depositan en áreas más altas y más frías. Los candidatos incluyeron telurio , pirita y otros sulfuros metálicos . [5]
enlaces externos
- Schaefer, Laura; Fegley, Bruce (2004). "Helada de metales pesados en Venus". Ícaro (resumen). 168 (1): 215–219. Código Bibliográfico : 2004Icar..168..215S . doi : 10.1016 / j.icarus.2003.11.023 .
- Häusler, B .; Pätzold, M .; Tyler, GL; Simpson, RA; Bird, MK; Dehant, V .; Barriot, J.-P .; Eidel, W .; et al. (2006). "Investigaciones de radiociencia por VeRa a bordo de la nave espacial Venus Express". Ciencias planetarias y espaciales (resumen). 54 (13-14): 1315-1335. Código Bib : 2006P & SS ... 54.1315H . doi : 10.1016 / j.pss.2006.04.032 .
- Brackett, Robert A .; Fegley, Bruce; Arvidson, Raymond E. (1995). "Transporte volátil en Venus e implicaciones para la geoquímica y geología de superficie" (PDF) . Revista de Investigación Geofísica . 100 (E1): 1553-1563. Código Bibliográfico : 1995JGR ... 100.1553B . doi : 10.1029 / 94JE02708 . Consultado el 20 de mayo de 2010 .
Referencias
- ^ "PIA00241: Venus - Lakshmi Planum y Maxwell Montes" . JPL / NASA. 1996-03-07 . Consultado el 20 de mayo de 2010 .
- ^ Otten, Carolyn Jones (10 de febrero de 2004). " La nieve de 'metales pesados' en Venus es sulfuro de plomo" . Sala de redacción . Universidad de Washington en Saint Louis . Consultado el 13 de abril de 2010 .
- ^ Whitehouse, David (25 de noviembre de 2003). "Venus tiene 'montañas de metales pesados ' " . BBC News . Consultado el 20 de mayo de 2010 .
- ^ Schaefer, L .; Fegley, L. (marzo de 2003). "Nieve metálica en las tierras altas de Venus". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 35 : 984. Bibcode : 2003DPS .... 35.3708S .
- ^ a b Rincon, Paul (7 de noviembre de 2005). "El planeta Venus: la Tierra 'gemelo del mal ' " . BBC News . Consultado el 20 de mayo de 2010 .
- ^ Pettengill, GH; Ford, PG; Nozette, S. (1982). "Venus: reflectividad del radar de superficie global". Ciencia . 217 (4560): 640–642. Código Bibliográfico : 1982Sci ... 217..640P . doi : 10.1126 / science.217.4560.640 . PMID 17817535 .