Sota els núvols de Venus (I)
Els intents per superar la barrera dels núvols de Venus a la superfície del planeta van començar fa temps. Aquests assajos sempre s'han basat en l'ús del radar, perquè les ones centimétricas poden travessar sense problemes la capa de núvols. Cap a 1960 es van construir els primers radars de potència suficient per a rebre els ressons retornats per Venus, i les primeres observacions es van realitzar en la conjunció de 1961, repetint-se en les successives conjuncions. Era un problema.
És molt difícil realitzar mesures altimètriques des del sòl. Per això, a partir de desembre de 1978 es va pensar a col·locar un radar altimètric en el Pioneer Venus I que anava a orbitar Venus. (Aquest espai va ser especialment dissenyat per a l'estudi de l'atmosfera). La resolució de l'altímetro era de 200 m. El radar de mesures horitzontals, per part seva, se situa entorn dels 100 km.
No és una cosa gran si tenim en compte que en condicions adequades es podien separar estructures d'entre 10 i 20 km de la Terra, però a canvi Pioneer I va enviar imatges del 93% de Venus, molt més del que es podia cartografiar des de la Terra. Des de llavors, en la dècada passada, Venera va rebre imatges de 15 i 16 quilòmetres i mig de resolució. No obstant això, només es va aconseguir una visió molt general de Venus. En els últims temps, a través dels radars de l'espai Magellan, els científics estan “veient” amb molta més precisió.
Després de quinze mesos i un viatge de més de 1.500 milions de quilòmetres, l'espai Magellan va començar a orbitar el 10 d'agost de 1990. Després de diversos problemes de comunicació en els primers dies, el 15 de setembre del mateix any va començar a cartografiar el planeta. Actualment el 98% de les dades arriben sense problemes. El primer cicle de 8 mesos de cartografia va finalitzar el 15 de maig de 1991. Realitzant 6.000 gires al voltant del planeta, ha analitzat el 90% de la superfície de Venus. En el segon cicle que ha finalitzat a l'inici de l'any, ha cobert els errors comesos en el primer i també enviarà informació sobre les latituds meridionals que es van descartar en el primer cicle.
Per a això se li han hagut d'ordenar uns canvis d'òrbita des de la Terra. En uns cinc anys complirà 8 cicles, millorant així la resolució i, en definitiva, enviarà imatges de tota la superfície, tal com va enviar fa 20 anys Mariner 9 des de Mart. Però hi ha una diferència. Magellan va enviar més dades durant tres dies al Mariner 9 que durant tota la missió. Sens dubte, les imatges de radar són ininterpretables respecte a les fotos, com es pot apreciar en les informacions que oferirem, però els científics ja han donat una visió general del planeta després de l'anàlisi provisional de les dades que ha enviat Magellane al llarg del primer cicle.
Si ho comparem amb la Terra i ens atenim a la primera impressió, l'aparença de Venus és similar a la del nostre planeta en la primera etapa de la seva evolució, és a dir, similar a la de la recentment creada Terra des que es va endurir la superfície (fa uns 4.500 milions d'anys) fins a poc abans que sorgís la vida (fa 2.500 milions d'anys). Això no significa que la superfície de Venus sigui tan antiga. Per contra, les incidències més antigues identificades en superfície semblen no superar els 1.000 milions d'anys i la major part no s'estima que tingui més de 400 milions d'anys. Per tant, l'edat superficial de Venus oscil·la entre la de la Terra (centenars de milions d'anys) i la de Martitz, Mercuri o la Lluna (uns pocs milers de milions d'anys).
Quant a la seva composició, la superfície de Venus és similar als fons de les mars terrestres. No obstant això, a causa de l'alta temperatura del planeta, les roques es troben a mig camí del punt de fusió, per la qual cosa es considera que actuaran com les roques toves dels continents.
D'altra banda, Venus és un planeta relativament pla. El 60% de la superfície es troba dins d'una diferència d'altura d'1 quilòmetre. El percentatge aconsegueix el 80% si la distància d'altura és de 2 km. Els territoris més alts, per sobre de l'altura mitjana de la superfície, és a dir, per sobre del valor mitjà del radi (6.051,4 km), són només el 5%, i podríem dir que són els continents de Venus. Són principalment dos: Ishtar Terra i Aphrodite Terra.
Ishtar Terra es troba en l'hemisferi nord, en latituds relativament grans, i és aproximadament de la grandària d'Austràlia. Té una gran plana anomenada Lakshmi Planum. En el límit sud d'aquesta plana es troben les muntanyes Danu, uns 500 m per damunt, descendint uns tres mil metres per l'altre costat fins a les planes del sud. En Ishtar també es troba la cota més alta de Venus, la muntanya Maxwell, a 11 km sobre el nivell mitjà. Aphrodite Terra no és tan alt com Ishtar Terra, però sí més ampli. Des d'aquest punt de vista no podem dir que la Terra i Venus se semblin molt. En el nostre planeta el 65% de la terra està submarina i el 35% són continents. A més, gran part dels territoris submarins es troben a 5 o 6 km per sota de l'altura de la mar.
Abans hem parlat de l'edat de la superfície de Venus, limitant-la entre la de la Terra i la de Mart o Mercuri. Això significa que la superfície ha sofert modificacions o innovacions. Quins són els mecanismes que han participat en aquesta evolució? Al principi, la impressió general dels científics és que l'arranjament ha estat realitzat per agents molt similars als que han tingut lloc en la Terra, com bulcanismos, xocs de meteorits, tectònica de plaques i erosió. No obstant això, hi ha uns altres que no veuen clarament el problema, perquè en la Terra i a Venus els resultats han estat bastant diferents. Cal reconèixer que existeixen diferències significatives en el desenvolupament d'aquests processos. Vegem.
El procés que més força ha tingut ha estat el dels volcans. Almenys en el 80% de la superfície de Venus, el vulcanisme és l'últim procés geològic que s'ha donat. Per tant, en els últims cent mil anys la superfície ha estat pràcticament restaurada. Encara no es pot determinar si el procés va ser conseqüència d'una gran catàstrofe o de petites erupcions ocorregudes durant molts anys.
La influència dels impactes dels meteorits tampoc és la mateixa que s'ha produït en la Lluna o en planetes amb una atmosfera prima. A causa de la seva densitat, l'atmosfera de Venus és un gran obstacle per als meteorits que volen arribar. Els més petits es desfan abans d'arribar al sòl, mentre que els majors es divideixen. No obstant això, els cràters accionats per impacte des de més de 20 km han generat fluxos de lava. Sorprenentment, no hi ha cap regió en tota Venus que conservi els cràters de la primera era del Sistema Solar, com en les terres altes del sud de la Lluna.
Quant a la tectònica, té el seu buit a Venus. En una petita proporció de la superfície sobre la qual no ha arribat l'activitat volcànica s'han pogut apreciar proves de moviment de plaques. De fet, en tots dos continents es poden trobar diferents estructures. Ishtar Terra és la regió més singular i incomprensible: són regions de tipus mosaic formades per tessel·les situades un o dos quilòmetres per sobre de les planes volcàniques. D'altra banda, hi ha els qui creuen que Ishtar es deu a l'acumulació de la superfície.
Es creu que l'estructura d'Aphrodite Terra podria ser també conseqüència de la tectònica, però encara no s'ha aclarit el procés. No obstant això, s'observa clarament que el comportament de la tectònica de Venus és diferent al de la Terra.
L'erosió és l'agent menys important de Venus. Evita l'erosió provocada per l'atmosfera, la Lluna o els micrometeoritos que suporten Mercuri, i d'altra banda, el planeta és tan sec que no ha de veure's afectat per l'aigua que suporta la Terra. Ens queda el vent com a únic agent i al no tenir molta força a nivell superficial, provoca canvis molt petits.
En aquesta ocasió he volgut donar una visió general. En la següent aprofundirem més en els detalls per a comprendre millor com es desenvolupa la recerca i en què es basa
EFEMÈRIDES SOL: 20 de maig, a les 19 h 12 m entra en Bessons.
PLANETES
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
