Per sota dels núvols de Venus (II)

1992/06/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

En el número anterior hem vist la imatge general de la superfície de Venus realitzada pels astrònoms. A continuació es descriuen les principals eines i tècniques que s'estan utilitzant per a la recollida de dades. Així mateix, esmentarem les estructures més interessants i singulars que s'han trobat al llarg de l'estudi i que han quedat fora de la perspectiva general.

Per descomptat, l'espai Magellan està dotat de dos radars. Una altimètrica i una altra d'obertura sintètica (Syntetic Antenna Radar, en anglès). El primer produeix polsos i mesura el temps fins que rep el seu ressò, mesurant així la distància fins a la superfície que té sota. Paral·lelament, la telemetria de l'espai limita la seva òrbita respecte al centre de masses del planeta. Si restem a la distància a aquest últim punt l'altura mesurada pel radar, calcularem el radi del planeta en la vertical del punt d'observació.

El radar d'obertura sintètica mesura dues magnituds per a identificar les variacions superficials del planeta. D'una banda, existeix un lliscament de doppler que afecta la freqüència d'emissió del radar per la velocitat respecte al planeta de l'espai. L'anàlisi d'aquesta dada ens proporciona la posició de l'objecte en estudi al llarg de la direcció del moviment del satèl·lit. D'altra banda, si mesurem el temps que triga el ressò a tornar al radar, podem obtenir una segona coordenada. El radar el considera com un conjunt d'objectes que ens agradaria analitzar la superfície. Aquesta sèrie de dades ens permet construir una imatge bidimensional de la superfície. En la figura es representa gràficament l'exposat. Com es veu, l'espai cartografia una llista en cada gira. Combinant les dades recopilades per tots dos radars, es poden obtenir imatges tridimensionals de la superfície del planeta.

En les imatges obtingudes mitjançant radars, les diferències de lluminositat depenen del pendent i rugositat de la superfície. Les planes apareixen més fosques que les zones abruptes.

Totes aquestes dades destacarien els possibles canvis en un lloc (si fossin superiors a la resolució del radar) en la segona cartografia del lloc. No obstant això, els investigadors del projecte Magellan han desenvolupat una tècnica especial per a detectar nivells de pocs centímetres, anomenada interferometría de tres passos. Amb una mica de sort també s'observaria en cas de produir-se un flux de lava i seria la prova directa de l'activitat geològica de Venus.

Es donarà l'últim detall per a finalitzar les explicacions sobre el procediment d'anàlisi amb radars. En les imatges obtingudes mitjançant radars, les diferències de lluminositat depenen del pendent i rugositat de la superfície. Les planes apareixen més fosques que les zones abruptes. D'altra banda, si el paviment és llis a la longitud d'ona del radar, en les figures apareix més fosc en l'escala fins a mig metre que si és rugós. Aquesta diferència es deu al fet que l'emissió de radar difereix en funció de la superfície. Sembla, doncs, que la dispersió dels raigs emesos pel radar depèn més de les particularitats geomètriques de la superfície que de la variabilitat de la reflexió.

Aquesta última magnitud es deu a la diferència dielèctrica entre l'atmosfera i la superfície i varia en funció de la composició de les roques. Ell delimita el percentatge del raig que arribarà des del radar. Per a estudiar la composició de les roques, Magellane també rep la seva pròpia emissió radiofònica. En algunes comarques ja s'han plantejat problemes. Per exemple, l'emissió entorn dels Maxwell no és fàcil. Segons les característiques elèctriques d'una regió local, les petites fraccions d'un mineral conductor han d'estar disperses. Els sulfurs de ferro són els que millor s'adapten a les observacions, però estudis més profunds indiquen que la seva durada seria molt reduïda a causa de la corrosió de l'atmosfera de Venus. També podrien acceptar-se els òxids de ferro i la magnetita, però és difícil explicar la seva aparició.

Una de les referències més importants a l'hora d'analitzar les superfícies planetàries són els cràters locals, ja que entre altres coses es pot calcular l'edat de la superfície. En el cas de Venus, no obstant això, són menys útils. D'una banda, perquè són insuficients. Extrapolant les dades de la primera cartografia es calculen uns 1.000 cràters d'amplària superior a uns pocs quilòmetres (quantitat no comparable a l'existent en Mart o la Lluna).

D'altra banda, perquè l'erosió a Venus és molt més suau que en altres planetes. Aquesta última afirmació pot resultar sorprenent tenint l'atmosfera que té Venus, però no és així. Els principals agents de l'erosió són l'aigua i el vent en la Terra i els micrometeoritos en la Lluna i Mercuri. A Venus no tenim aigua, els vents són febles i els micrometeoritos es destrueixen res més entrar a l'atmosfera. Per això els cràters tenen un aspecte nou i no es poden datar basant-se en el nivell de degeneració.

No obstant això, el vent mereix un esment especial. Es creu que els forts vents en les capes altes de l'atmosfera provoquen vents superficials. La seva velocitat no passa per uns pocs quilòmetres per hora, però a causa de la densitat de l'atmosfera, la seva influència és similar a la del vent en la Terra 20 o 25 km/h i és, segons es creï, responsable de certs transports de materials. Les imatges obtingudes en una regió pròxima al cràter Aglaonice són molt similars a les de les dunes terrestres examinades amb radar. Per analogia, en aquesta regió tindríem una zona dunar, per descomptat la zona dunar creada pel vent. En un altre volcà apareixen zones lluminoses en els vessants del mateix costat dels volcans. Es creu que els remolins de vent han arrossegat el material projectat prèviament pels volcans, deixant a la vista la capa inferior.

L'atmosfera, des d'un altre punt de vista, té una influència molt important en la formació dels cràters resultants dels impactes dels meteorits. Excepte a Venus, ha donat lloc a una sèrie d'estructures inèdites, com són els espais circulars foscos oposats en moltes regions. La foscor indica que aquestes zones són llises a escala centimétrica. Aquesta peculiaritat es deu a la destrucció provocada per una ona de xoc provocada per un meteorit malgrat la seva dissolució en l'atmosfera i la seva arribada al sòl. Per tant, els meteorits necessiten una grandària i una durada mínima per a arribar al cràter. Per això, els cràters més petits oposats tenen uns tres quilòmetres de diàmetre. A més, molts cràters apareixen al seu voltant envoltats de les fosques regions abans esmentades. L'ona de xoc seria també en aquest cas la causant d'aquests espais singulars.

Quan els cràters són més grans (d'uns 15 km de diàmetre) presenten diferents nivells i acumulacions de residus o estan associats en grups. Segons els científics, aquestes estructures s'han format perquè el meteorit s'ha trencat una mica abans de l'impacte.

En general, els cràters no tenen ràdios de matèria com els de la Lluna, ja que la densitat atmosfèrica ho impedeix. Altres vegades la taca del xoc té forma de papallona. En aquests casos es considera que el meteorit ha vingut per un recorregut transversal en lloc de caure perpendicularment a la superfície. El deixant del meteorit impediria que la matèria s'expandeixi en la direcció del seu recorregut.

Existeixen altres estructures més inexplicables. En latituds inferiors a 30°, al voltant de l'equador es troben uns cràters. Cadascuna d'elles es troba en el focus d'una paràbola fosca, totes elles paral·leles i obertes cap a l'oest. Els ramals tenen entre 500 i 1000 km de longitud. S'han tractat de fer diferents explicacions. Un, el més creïble, proposa el vent com a creador de les paràboles. A causa de la fragilitat del vent en les proximitats de la superfície, s'estima que a causa de la col·lisió els residus van aconseguir una altura d'uns 50 km. Els vents locals bufen amb força i direcció oest formant parabolas.

A Venus hi ha pocs grans cràters. No és d'estranyar que la seva superfície és relativament nova i que actualment els meteorits grans són escassos. Tenint en compte que estem parlant amb dades del 90% de la superfície, el cràter més gran és el Pixeu, amb un diàmetre de 275 km. Té dos anells, sent l'original probablement interior. L'interior està alterat pel vulcanisme després de la col·lisió i no té pics en el centre com si el cràter fos un impacte en altres planetes. L'espai entre tots dos anells sembla ser l'enfonsat més tard.

Hi ha més estructures especials (incloent algunes generades per la lava), però s'acaba de finalitzar el segon cicle de cartografia i s'han recollit dades del 90% de la superfície. Per tant, en breu haurem de tornar a parlar de Venus i llavors podrem donar més explicacions.

EFEMÈRIDES SOL: El 21 de juny el Sol entra en Cancer a les 3h 14min (UT). Comença l'estiu. LLUNA LLUNA NOVA QUART CREIXENT LLUNA PLENA QUART MINVANT díahora 13h 56m 720 h 47 min. 154 h 50 min. 238 h 11 min. PLANETES MERCURI: surt de la conjunció i pot veure's durant la segona quinzena del mes, però no de manera fàcil, perquè el dia és llarg. VENUS: el 13 de juny està en conjunció superior, és a dir, invisible. MARTITZ: surt en la segona meitat de la nit, però cada vegada abans. Apareix a principi de mes a les dues (UT) i al final una hora abans. JÚPITER: en fosquejar veurem bastant alt, però cada dia perdrà altura. S'oculta a principis de mes a les dotze (UT), però en els últims dies abans de les onze (UT). SATURN: els primers dies de juny surt a mitjanit, però per al final sortirà en fosquejar, aconseguint altura durant la nit.