Baixo as nubes de Venus (I)
Os intentos por superar a barreira das nubes de Venus á superficie do planeta comezaron hai tempo. Estes ensaios sempre se basearon no uso do radar, porque as ondas centimétricas poden atravesar sen problemas a capa de nubes. Cara a 1960 construíronse os primeiros radares de potencia suficiente paira recibir os ecos devoltos por Venus, e as primeiras observacións realizáronse na conxunción de 1961, repetíndose nas sucesivas conxuncións. Era un problema.
É moi difícil realizar medidas altimétricas desde o chan. Por iso, a partir de decembro de 1978 pensouse en colocar un radar altimétrico no Pioneer Venus I que ía a orbitar Venus. (Este espazo foi especialmente deseñado paira o estudo da atmosfera). A resolución do altímetro era de 200 m. O radar de medidas horizontais, pola súa banda, sitúase ao redor dos 100 km.
Non é algo grande si temos en conta que en condicións adecuadas podíanse separar estruturas de entre 10 e 20 km da Terra, pero a cambio Pioneer I enviou imaxes do 93% de Venus, moito máis do que se podía cartografiar desde a Terra. Desde entón, na década pasada, Venera recibiu imaxes de 15 e 16 quilómetros e medio de resolución. Con todo, só se logrou una visión moi xeral de Venus. Nos últimos tempos, a través dos radares do espazo Magellan, os científicos están “a ver” con moita máis precisión.
Tras quince meses e unha viaxe de máis de 1.500 millóns de quilómetros, o espazo Magellan comezou a orbitar o 10 de agosto de 1990. Tras varios problemas de comunicación nos primeiros días, o 15 de setembro do mesmo ano comezou a cartografiar o planeta. Actualmente o 98% dos datos chegan sen problemas. O primeiro ciclo de 8 meses de cartografía finalizou o 15 de maio de 1991. Realizando 6.000 xiras ao redor do planeta, analizou o 90% da superficie de Venus. No segundo ciclo que finalizou no principio do ano, cubriu os erros cometidos no primeiro e tamén enviará información sobre as latitudes meridionais que se descartaron no primeiro ciclo.
Paira iso ter que ordenar uns cambios de órbita desde a Terra. Nuns cinco anos cumprirá 8 ciclos, mellorando así a resolución e, en definitiva, enviará imaxes de toda a superficie, tal e como enviou fai 20 anos Mariner 9 desde Marte. Pero hai una diferenza. Magellan enviou máis datos durante tres días ao Mariner 9 que durante toda a misión. Sen dúbida, as imaxes de radar son ininterpretables respecto das fotos, como se pode apreciar nas informacións que imos ofrecer, pero os científicos xa deron una visión xeral do planeta tras a análise provisional dos datos que enviou Magellane ao longo do primeiro ciclo.
Se o comparamos coa Terra e atémonos á primeira impresión, a aparencia de Venus é similar á do noso planeta na primeira etapa da súa evolución, é dicir, similar á da recentemente creada Terra desde que se endureceu a superficie (fai uns 4.500 millóns de anos) até pouco antes de que xurdise a vida (fai 2.500 millóns de anos). Isto non significa que a superficie de Venus sexa tan antiga. Pola contra, as incidencias máis antigas identificadas en superficie parecen non superar os 1.000 millóns de anos e a maior parte non se estima que teña máis de 400 millóns de anos. Por tanto, a idade superficial de Venus oscila entre a da Terra (centos de millóns de anos) e a de Martitz, Mercurio ou a Lúa (uns poucos miles de millóns de anos).
En canto á súa composición, a superficie de Venus é similar aos fondos dos mares terrestres. Con todo, debido á alta temperatura do planeta, as rocas atópanse a medio camiño do punto de fusión, polo que se considera que actuarán como as rocas brandas dos continentes.
Doutra banda, Venus é un planeta relativamente chairo. O 60% da superficie atópase dentro de una diferenza de altura de 1 quilómetro. A porcentaxe alcanza o 80% si a distancia de altura é de 2 km. Os territorios máis altos, por encima da altura media da superficie, é dicir, por encima do valor medio do radio (6.051,4 km), son só o 5%, e poderiamos dicir que son os continentes de Venus. Son principalmente dous: Ishtar Terra e Aphrodite Terra.
Ishtar Terra atópase no hemisferio norte, en latitudes relativamente grandes, e é aproximadamente do tamaño de Australia. Ten una gran chaira chamada Lakshmi Planum. No límite sur desta chaira atópanse os montes Danu, uns 500 m por encima, descendendo un tres mil metros polo outro lado até as chairas do sur. En Ishtar tamén se atopa a cota máis alta de Venus, o monte Maxwell, a 11 km sobre o nivel medio. Aphrodite Terra non é tan alto como Ishtar Terra, pero si máis amplo. Desde este punto de vista non podemos dicir que a Terra e Venus parézanse moito. No noso planeta o 65% da terra está submarina e o 35% son continentes. Ademais, gran parte dos territorios submarinos atópanse a 5 ou 6 km por baixo da altura do mar.
Antes falamos da idade da superficie de Venus, limitándoa entre a da Terra e a de Marte ou Mercurio. Isto significa que a superficie sufriu modificacións ou innovacións. Cales son os mecanismos que participaron nesta evolución? Nun principio, a impresión xeral dos científicos é que o arranxo foi realizado por axentes moi similares aos que tiveron lugar na Terra, como bulcanismos, choques de meteoritos, tectónica de placas e erosión. Con todo, hai outros que non ven claramente o problema, porque na Terra e en Venus os resultados foron bastante diferentes. Hai que recoñecer que existen diferenzas significativas no desenvolvemento destes procesos. Vexamos.
O proceso que máis forza tivo foi o dos volcáns. Polo menos no 80% da superficie de Venus, o vulcanismo é o último proceso xeolóxico que se deu. Por tanto, nos últimos cen mil anos a superficie foi practicamente restaurada. Aínda non se pode determinar se o proceso foi consecuencia dunha gran catástrofe ou de pequenas erupciones ocorridas durante moitos anos.
A influencia dos impactos dos meteoritos tampouco é a mesma que se produciu na lúa ou en planetas cunha atmosfera delgada. Debido á súa densidade, a atmosfera de Venus é un gran obstáculo paira os meteoritos que queren chegar. Os máis pequenos desfanse antes de chegar ao chan, mentres que os maiores divídense. Con todo, os cráteres accionados por impacto desde máis de 20 km xeraron fluxos de lava. Sorprendentemente, non hai ningunha rexión en toda Venus que conserve os cráteres da primeira era do Sistema Solar, como nas terras altas do sur da Lúa.
En canto á tectónica, ten o seu oco en Venus. Nunha pequena proporción da superficie sobre a que non chegou a actividade volcánica puidéronse apreciar probas de movemento de placas. De feito, en ambos os continentes pódense atopar distintas estruturas. Ishtar Terra é a rexión máis singular e incomprensible: son rexións de tipo mosaico formadas por teselas situadas un ou dous quilómetros por encima das chairas volcánicas. Doutra banda, hai quen creen que Ishtar débese á acumulación da superficie.
Crese que a estrutura de Aphrodite Terra podería ser tamén consecuencia da tectónica, pero aínda non se aclarou o proceso. Con todo, obsérvase claramente que o comportamento da tectónica de Venus é diferente ao da Terra.
A erosión é o axente menos importante de Venus. Evita a erosión provocada pola atmosfera, a Lúa ou os micrometeoritos que soportan Mercurio, e por outra banda, o planeta é tan seco que non debe verse afectado pola auga que soporta a Terra. Quédanos o vento como único axente e ao non ter moita forza a nivel superficial, provoca cambios moi pequenos.
Nesta ocasión quixen dar una visión xeral. Na seguinte profundaremos máis nos detalles paira comprender mellor como se desenvolve a investigación e en que se basea
EFEMÉRIDES SOL: 20 de maio, ás 19 h 12 m entra en Xémini.
PLANETAS
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
