Por debajo de las nubes de Venus (II)
1992/06/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria
En el número anterior hemos visto la imagen general de la superficie de Venus realizada por los astrónomos. A continuación se describen las principales herramientas y técnicas que se están utilizando para la recogida de datos. Asimismo, mencionaremos las estructuras más interesantes y singulares que se han encontrado a lo largo del estudio y que han quedado fuera de la perspectiva general.
Por supuesto, el espacio Magellan está dotado de dos radares. Una altimétrica y otra de apertura sintética (Syntetic Antenna Radar, en inglés). El primero produce pulsos y mide el tiempo hasta que recibe su eco, midiendo así la distancia hasta la superficie que tiene debajo. Paralelamente, la telemetría del espacio limita su órbita con respecto al centro de masas del planeta. Si restamos a la distancia a este último punto la altura medida por el radar, calcularemos el radio del planeta en la vertical del punto de observación.
El radar de apertura sintética mide dos magnitudes para identificar las variaciones superficiales del planeta. Por un lado, existe un deslizamiento de doppler que afecta a la frecuencia de emisión del radar por la velocidad con respecto al planeta del espacio. El análisis de este dato nos proporciona la posición del objeto en estudio a lo largo de la dirección del movimiento del satélite. Por otro lado, si medimos el tiempo que tarda el eco en volver al radar, podemos obtener una segunda coordenada. El radar lo considera como un conjunto de objetos que nos gustaría analizar la superficie. Esta serie de datos nos permite construir una imagen bidimensional de la superficie. En la figura se representa gráficamente lo expuesto. Como se ve, el espacio cartografia una lista en cada gira. Combinando los datos recopilados por ambos radares, se pueden obtener imágenes tridimensionales de la superficie del planeta.
Todos estos datos destacarían los posibles cambios en un lugar (si fueran superiores a la resolución del radar) en la segunda cartografía del lugar. Sin embargo, los investigadores del proyecto Magellan han desarrollado una técnica especial para detectar niveles de pocos centímetros, llamada interferometría de tres pasos. Con un poco de suerte también se observaría en caso de producirse un flujo de lava y sería la prueba directa de la actividad geológica de Venus.
Se dará el último detalle para finalizar las explicaciones sobre el procedimiento de análisis con radares. En las imágenes obtenidas mediante radares, las diferencias de luminosidad dependen de la pendiente y rugosidad de la superficie. Las llanuras aparecen más oscuras que las zonas abruptas. Por otra parte, si el pavimento es liso a la longitud de onda del radar, en las figuras aparece más oscuro en la escala hasta medio metro que si es rugoso. Esta diferencia se debe a que la emisión de radar difiere en función de la superficie. Parece, pues, que la dispersión de los rayos emitidos por el radar depende más de las particularidades geométricas de la superficie que de la variabilidad de la reflexión.
Esta última magnitud se debe a la diferencia dieléctrica entre la atmósfera y la superficie y varía en función de la composición de las rocas. Él delimita el porcentaje del rayo que llegará desde el radar. Para estudiar la composición de las rocas, Magellane también recibe su propia emisión radiofónica. En algunas comarcas ya se han planteado problemas. Por ejemplo, la emisión en torno a los Maxwell no es fácil. Según las características eléctricas de una región local, las pequeñas fracciones de un mineral conductor deben estar dispersas. Los sulfuros de hierro son los que mejor se adaptan a las observaciones, pero estudios más profundos indican que su duración sería muy reducida debido a la corrosión de la atmósfera de Venus. También podrían aceptarse los óxidos de hierro y la magnetita, pero es difícil explicar su aparición.
Una de las referencias más importantes a la hora de analizar las superficies planetarias son los cráteres locales, ya que entre otras cosas se puede calcular la edad de la superficie. En el caso de Venus, sin embargo, son menos útiles. Por un lado, porque son insuficientes. Extrapolando los datos de la primera cartografía se calculan unos 1.000 cráteres de anchura superior a unos pocos kilómetros (cantidad no comparable a la existente en Marte o la Luna).
Por otro lado, porque la erosión en Venus es mucho más suave que en otros planetas. Esta última afirmación puede resultar sorprendente teniendo la atmósfera que tiene Venus, pero no es así. Los principales agentes de la erosión son el agua y el viento en la Tierra y los micrometeoritos en la Luna y Mercurio. En Venus no tenemos agua, los vientos son débiles y los micrometeoritos se destruyen nada más entrar a la atmósfera. Por eso los cráteres tienen un aspecto nuevo y no se pueden fechar basándose en el nivel de degeneración.
Sin embargo, el viento merece una mención especial. Se cree que los fuertes vientos en las capas altas de la atmósfera provocan vientos superficiales. Su velocidad no pasa por unos pocos kilómetros por hora, pero debido a la densidad de la atmósfera, su influencia es similar a la del viento en la Tierra 20 o 25 km/h y es, según se cree, responsable de ciertos transportes de materiales. Las imágenes obtenidas en una región cercana al cráter Aglaonice son muy similares a las de las dunas terrestres examinadas con radar. Por analogía, en esa región tendríamos una zona dunar, por supuesto la zona dunar creada por el viento. En otro volcán aparecen zonas luminosas en las laderas del mismo lado de los volcanes. Se cree que los torbellinos de viento han arrastrado el material proyectado previamente por los volcanes, dejando a la vista la capa inferior.
La atmósfera, desde otro punto de vista, tiene una influencia muy importante en la formación de los cráteres resultantes de los impactos de los meteoritos. Salvo en Venus, ha dado lugar a una serie de estructuras inéditas, como son los espacios circulares oscuros encontrados en muchas regiones. La oscuridad indica que estas zonas son lisas a escala centimétrica. Esta peculiaridad se debe a la destrucción provocada por una onda de choque provocada por un meteorito a pesar de su disolución en la atmósfera y su llegada al suelo. Por tanto, los meteoritos necesitan un tamaño y una duración mínima para llegar al cráter. Por ello, los cráteres más pequeños encontrados tienen unos tres kilómetros de diámetro. Además, muchos cráteres aparecen a su alrededor rodeados de las oscuras regiones antes mencionadas. La onda de choque sería también en este caso la causante de estos espacios singulares.
Cuando los cráteres son más grandes (de unos 15 km de diámetro) presentan diferentes niveles y acumulaciones de residuos o están asociados en grupos. Según los científicos, estas estructuras se han formado porque el meteorito se ha roto un poco antes del impacto.
En general, los cráteres no tienen radios de materia como los de la Luna, ya que la densidad atmosférica lo impide. Otras veces la mancha del choque tiene forma de mariposa. En estos casos se considera que el meteorito ha venido por un recorrido transversal en lugar de caer perpendicularmente a la superficie. La estela del meteorito impediría que la materia se expanda en la dirección de su recorrido.
Existen otras estructuras más inexplicables. En latitudes inferiores a 30º, alrededor del ecuador se encuentran unos cráteres. Cada una de ellas se encuentra en el foco de una parábola oscura, todas ellas paralelas y abiertas hacia el oeste. Los ramales tienen entre 500 y 1000 km de longitud. Se han tratado de hacer diferentes explicaciones. Uno, el más creíble, propone el viento como creador de las parábolas. Debido a la fragilidad del viento en las proximidades de la superficie, se estima que debido a la colisión los residuos alcanzaron una altura de unos 50 km. Los vientos locales soplan con fuerza y dirección oeste formando parabolas.
En Venus hay pocos grandes cráteres. No es de extrañar que su superficie es relativamente nueva y que actualmente los meteoritos grandes son escasos. Teniendo en cuenta que estamos hablando con datos del 90% de la superficie, el cráter más grande es el Mead, con un diámetro de 275 km. Tiene dos anillos, siendo el original probablemente interior. El interior está alterado por el vulcanismo tras la colisión y no tiene picos en el centro como si el cráter fuera un impacto en otros planetas. El espacio entre ambos anillos parece ser el hundido más tarde.
Hay más estructuras especiales (incluyendo algunas generadas por la lava), pero se acaba de finalizar el segundo ciclo de cartografía y se han recogido datos del 90% de la superficie. Por lo tanto, en breve tendremos que volver a hablar de Venus y entonces podremos dar más explicaciones.
EFEMÉRIDES SOL: El 21 de junio el Sol entra en Cancer a las 3h 14min (UT). Comienza el verano.
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