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Introducción al vulcanismo de Venus
Redacción
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

Mapa de Venus
Mapa de Venus realizado con datos de
la misión Magellan. (NASA/JPL)
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:
(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.
(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".
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.
(*) Grieta o fractura en la superficie de un planeta causada por extensión.
 
Para saber más...

Mapa Topográfico de Venus
Mapa Topográfico de Venus.
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

Sonda Magellan 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.

 
Mendoza, Argentina, 29 de Mayo de 2005.
 
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