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ZAPPING 0108, 17-06-2002 Paisajes volcánicos de Venus Estructuras Tectono-Volcánicas
Venus posee rasgos de vulcanismo muy complejos, que combinan lavas y fallas, a los que se les llama estructuras tectono-volcánicas. Difieren de los volcanes en dos cosas: primero, los volcanes se forman frecuentemente en viejas cordilleras o fallas, pero no son la causa de las fallas. Segundo, la mayoría de los volcanes no son otra cosa que grandes montañas de lava. En contraste, se cree que las estructuras tectono-volcánicas se formaron al producirse fallas sobre magmas en ascenso. Además, las lavas sólo dieron forma a una pequeña parte de esas estructuras. Debido a las diferencias en las fallas, se encuentran tres tipos de estructuras tectono-volcánicas en Venus:
CoronasSe conocen entre 200 y 300 coronas, de las cuales se han mapeado 175. Se trata de grandes formaciones redondas u ovales que poseen un distintivo anillo de fallas o cerros. Generalmente tienen su parte central chata o hundida y un borde exterior en forma de cráter. En su interior es común encontrar capas de lava, pequeños escudos y también domos panqueque. El tamaño de las coronas va desde los 100 km a cerca de 1000 km, pero la mayoría tienen entre 200 y 250 km de extensión.Se piensa que las coronas se forman sobre pequeñas plumas del manto. Primero los magmas en ascenso y el fuerte calor levantan la superficie. Las plumas alimentan erupciones locales, pero son demasiado pequeñas para producir una larga serie de erupciones. Por eso la parte baja de la superficie no resulta cubierta totalmente por la lava, y por esto se forma una combinación compleja de lavas y fallas. Luego el enfriamiento causa que se desmorone la parte central de la superficie que se ha levantado, dejando el aspecto que se observa en las coronas más antiguas.
Aracnoides
Los aracnoides son primos menores de las coronas. Como las coronas,
tienen un anillo redondo de fallas o elevaciones, pero esos anillos
están encerrados dentro de un conjunto de cerros radiales. Los anillos
tienen tamaños que van desde los 50 a los 200 km de extensión, mientras que los cerros
exteriores alcanzan otros 200 a 400 km. Se han mapeado más de 250
aracnoides, observándose que tienden a formar grupos en lugares próximos a otros
aracnoides o coronas. Además, al igual que las coronas, los aracnoides
aparecen raramente en las planicies bajas, y sí en altitudes por encima de ellas
(áreas verdes del mapa).
Los aracnoides se asemejan a las coronas y tienen coronas cerca de ellos, por lo que se piensa que se forman de la misma manera. Son más pequeños que las coronas y tienden a mostrar menos lavas. En consecuencia, es probable que se hayan formado sobre plumas más pequeñas. Debido a que las plumas más pequeñas contendrían menos magma y por eso causarían menores elevaciones, el modelo coincide con la realidad. Sin embargo, la falta de flujos de lava sugiere también que hay más intrusiones en los aracnoides que en las coronas. Se ha sugerido por eso que los cerros radiales podrían ser largas zanjas. En este caso, las zanjas habrían drenado la lava de la pluma y así limitado la erupción de lavas sobre la superficie.
NovasLas novas muestran menores señales de vulcanismo real que las coronas o los aracnoides. En cambio, muestran un dibujo estrellado de fallas y una elevación en forma de domo. Algunas de esas fallas parecen haber alimentado flujos de lava, pero este tipo de flujos no son habituales. Se han mapeado alrededor de 50 novas de entre 50 y 300 km de extensión. La mayoría son de tamaños entre los 150 y 200 km, el mismo de la mayoría de los aracnoides. Aunque son raras, las novas tienden a aparecer cerca de grandes volcanes o cerca de grupos de coronas y aracnoides. Pocas veces se las encuentra solas o en las planicies bajas. Debido a que se piensa que las planicies más altas de Venus estarían sobre plumas del manto, esto sugiere que las novas están relacionadas con algún tipo de derretimiento del manto. Debido a su tamaño y forma, podrían indicar un paso anterior al de las elevaciones producidas sobre pequeñas plumas del manto. Si esto es cierto, entonces esas novas se convertirían en aracnoides o coronas dentro de unos millones de años.
Mylitta Fluctus
Mylitta Fluctus es uno de los mayores campos de flujos de lava en Venus.
Tiene alrededor de 1000 km de longitud por 460 km de ancho. Está en el
borde sur de Lavinia Planitia y tiene una pendiente de unos 2000
metros, que baja de sur a norte. Obsérvese el gran cráter, parcialmente
enterrado, en el sudeste (flechas en la parte inferior de la foto).
Este campo posee varios flujos de lava con tamaños que varían entre los 400 a 1000 km de extensión y entre 30 y 100 km de ancho. La mayoría de esos flujos contienen canales centrales de lava como los de Hawaii. Los flujos parece haberse formado en seis erupciones separaradas y la mayoría proveniendo de un único punto en el sudeste, marcado con la palabra "source". Esta fuente es un gran volcán de escudo que se formó en el primer evento de erupción. Las erupciones posteriores produjeron los flujos más largos del campo principal. En base a lo que se conoce de los flujos de lava de la Tierra, se piensa que el escudo tendría entre 10 y 70 años. Cada uno de los conjuntos de flujos de lava se habría formado en el término de 2 a 80 días.
Nota: Mientras que los flujos de basaltos de la Tierra son tan extensos
como el de Mylitta Fluctus, la mayoría no provienen de una única fuente.
Provienen, en cambio, de largas fisuras que luego son enterradas por las
lavas que han surgido. El flujo de lavas que ha brotado de este
escudo sugiere que a las lavas de Venus podría resultarles más difícil
alcanzar la superficie que a las de la Tierra. Debido a que el escudo
está en una zona de fallas, esto podría haber ayudado a las lavas a
alcanzar la superficie.
(Imagen del Magellan C2 MIDR 60S333;1, con partes de C2 60S333;202.)
Campo de flujos de Atla
Se ve aquí otro campo de lavas que queda sobre el borde de la región
Atla y tiene alrededor de 1000 km de longitud. En la parte más amplia,
tiene cerca de 300 km de ancho y se hace un poco más angosto de 50 km
en algunos lugares.
Al igual que Mylitta Fluctus, este campo de flujos se formó en varios
pasos. Aquí, sin embargo, la fuente no es un volcán de escudo.
Las lavas han fluido, en cambio, de un pequeño grupo de fallas y
grietas. Como en Mylitta, esas fallas son parte de un gran sistema de
grietas. Después de la erupcion, las lavas han fluido hacia el oeste,
a lo largo del borde de la región Atla. Nótese como giran en arco
por alrededor siguiendo las partes más bajas del suelo y luego fluyen
dentro de una pequeña grieta.
(Imagen del Magellan C1 MIDRs 00N197 and 00N215.)
Canal Meandering
Se observa aquí parte de un largo canal de lava en la Helen Planitia.
En su totalidad, el canal tiene una extensión de 1200 km. El segmento
que se ve aquí tiene sólo 200 km y unos 2 km de ancho. Nótese que el
canal viborea en una banda ligeramente menos brillante que la planicie
que lo rodea. Esta banda se ha formado, probablemente, de lavas muy
líquidas. Además se puede observar un canal mucho más viejo. Las líneas
marcadas con flechas indican lo que sería un canal que se ha borrado
casi del todo.
Aunque está bien preservado, el canal principal parace ser antiguo.
En primer lugar porque sus extremos se desvanecen en las superficies
planas de lava, lo que sugiere que el canal ha sido sepultado en
algunos lugares por lavas más recientes. En segundo lugar, el canal es
cortado por una multitud de zanjas y fallas (ver la parte superior
central). Es probable que el canal se haya formado luego de las
planicies locales y ambos hayan sufrido lentas deformaciones durante cerca
de 300 millones de años.
(Lanzamiento de prensa, Imagen P39226, MGN-82, centrada cerca de 49S, 273E.)
Canales muertos
Se ve aquí una parte de otro canal de lava. Está ubicado cerca de
Ishtar Terra y tiene unos 2 km de ancho. Se ven claramente una serie
de ramales que forman islas y canales cortados, que recuerdan mucho a
las formas de los ríos de la Tierra. Parece que la lava ha cambiado
de camino a lo largo del tiempo del mismo modo que el agua en los ríos
de nuestro planeta. Se ven claros signos de erosión en el interior del
canal y en la parte superior derecha. Se ve como si la lava hubiese
cruzado el camino de viejos flujos. Esos cambios en el
recorrido del flujo casi seguro se deben a que los subsiguientes flujos
de lava han ido usando viejos canales. Aunque también podría ser que se
hubiesen formado durante una sola erupción muy grande.
(Imagen es parte de Magellan F MIDR 45N019.)
Segmento de canales entrelazados
Los canales venusianos forman también sistemas complejos. Se ve en la
imagen una parte de uno de esos sistemas. En la parte superior
izquierda hay varios canales que se formaron al derramarse lavas de
una depersión rodeada de fallas. Esos canales se unieron en el centro
de la imagen y luego corrieron dentro de un cañón entre tierras altas.
Las lavas formaron un lago dentro de este cañón y luego se derramaron
por encima de la pared hacia el este. En el proceso, excavaron
aberturas profundas en las montañas y dejaron una cantidad de islas
formadas por sus meandros.
Esas islas, tanto a la derecha como a la izquierda, tienen el mismo aspecto
que las que dejan las grandes inundaciones en la Tierra y en Marte.
Es decir que las lavas de este canal se han comportado de un modo
muy similar a las inundaciones de agua en la Tierra. Teniendo en cuenta
la baja velocidad de avance de la mayoría de los flujos de lava en
la Tierra, este caso sugiere que no se trató de lavas no basálticas.
Debe haber sido material fundido del manto muy caliente (komatiites)
o posiblemente azufre líquido. Para referencia, el paisaje de esta
imagen tiene un ancho de unos 250 km. Muestra parte de un canal de
1200 km de largo que corre alrededor del complejo volcánico de
Ammavaru, ubicado en el sur, cerca de Lada Terra. Riachuelos sinuosos
Estos riachuelos cortos y sinuosos se parecen a los que se ven en la Luna.
Aquí los riachuelos más pequeños comienzan en pozos redondos pequeños y medianos.
Los más grandes nacen en una zona de colapso más compleja. Obsérvese cómo los
riachuelos se van angostando a medida que se alejan de sus fuentes. Esto sugiere que
las lavas se fueron enfriando y frenando a medida que se alejaban del origen del
derrame. De modo que estas erupciones tienen que haber sido menores o de vida
más corta que las que formaron los largos canales. Nótese además que los pozos
fuente se alinean con las viejas fallas. Una vez más, esas fallas han ayudado a
la lava a alcanzar la superficie.
(Imagen parte de Magellan C1 MIDR 15S095, centrada cerca de 11S, 89.5E.)
Small Caldera
Esta caldera da una idea de cómo son la mayoría de las calderas en Venus.
El agujero central es de alrededor de 36 km de diámetro y está rodeado por un gran
grupo de fallas arqueadas que forman un dibujo similar al ojo de un vacuno de más
de 100 km de diámetro. Nótese que esas fallas además cortan un anillo de flujos de
lava que se formaron al derrumbarse la caldera. Dentro de la caldera el flujo está
formado de lavas oscuras y suaves que surgieron luego del colapso. Luego del derrame
de esas lavas el suelo siguió moviéndose y hundiéndose varias veces. Esto queda en
evidencia por el anillo de fallas que se ve en el piso y por las fallas que hay
en el centro de la caldera.
Los cráteres de impacto producen también agujeros redondos, pero la mayoría de estos
cráteres no se ven similares a las calderas. Primero, los cráteres de impacto nunca
tienen el anillo de fallas fuera de sus laderas. Segundo, mientras que los cráteres
de impacto tienen paredes marcadas y altas, la mayoría de las calderas tienen rebordes
bajos como los que se ven aquí. Tercero, la mayoría de los cráteres de impacto de
este tamaño tienen un pico claramente visible que se eleva en el piso del cráter.
Las calderas generalmente tienen pisos lisos. Por último, las calderas casi siempre
muestran visibles flujos de lava tanto en sus laderas como en su piso. Los cráteres
de impacto raramente muestran signos de actividad volcánica.
(Imagen parte de Magellan F-MIDR 05N228.)
Caldera Sacajawea
Sacajawea es una de las mayores calderas de Venus, con cerca de 150 km de largo
y 100 km de ancho. Parece tener más de 1000 m de profundidad. Está ubicada en
las planicies altas de Lakshmi Planum. Se ve nuevamente un gran anillo de fracturas
por fuera de la caldera y un liso piso de lava en su interior. Algunas de las lavas
del piso han llegado a cubrir el anillo de fracturas en el centro y a la izquierda.
Nótese además como las fracturas han borroneado el borde norte de la caldera.
Esta podría ser una región en la que delgados flujos de lava han cubierto las
viejas fallas en anillo. En esta área se ven también una cantidad de pequeños domos
y escudos. Todas estos rasgos sugieren que Sacajawea se ha formado de varios eventos
eruptivos. Además, Sacajawea está ubicada en una amplia elevación de poca altura pero
de 600 km de extensión que podría ser un volcán de escudo muy, muy chato.
(Imagen parte de Magellan C1 MIDR 60N319, centrada en ~66N, 336E.)
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