Por baixo das nubes de Venus (II)

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

• Astronomia

No número anterior habemos visto a imaxe xeral da superficie de Venus realizada polos astrónomos. A continuación descríbense as principais ferramentas e técnicas que se están utilizando paira a recollida de datos. Así mesmo, mencionaremos as estruturas máis interesantes e singulares que se atoparon ao longo do estudo e que quedaron fóra da perspectiva xeral.

Por suposto, o espazo Magellan está dotado de dous radares. Una altimétrica e outra de apertura sintética (Syntetic Antenna Radar, en inglés). O primeiro produce pulsos e mide o tempo ata que recibe o seu eco, medindo así a distancia até a superficie que ten debaixo. Paralelamente, a telemetría do espazo limita a súa órbita con respecto ao centro de masas do planeta. Si restamos á distancia a este último punto a altura medida polo radar, calcularemos o radio do planeta na vertical do punto de observación.

O radar de apertura sintética mide dúas magnitudes paira identificar as variacións superficiais do planeta. Por unha banda, existe un deslizamiento de doppler que afecta á frecuencia de emisión do radar pola velocidade con respecto ao planeta do espazo. A análise deste dato proporciónanos a posición do obxecto en estudo ao longo da dirección do movemento do satélite. Doutra banda, si medimos o tempo que tarda o eco en volver ao radar, podemos obter una segunda coordenada. O radar considérao como un conxunto de obxectos que nos gustaría analizar a superficie. Esta serie de datos permítenos construír una imaxe bidimensional da superficie. Na figura represéntase gráficamente o exposto. Como se ve, o espazo cartografia una lista en cada xira. Combinando os datos recompilados por ambos os radares, pódense obter imaxes tridimensionales da superficie do planeta.

Nas imaxes obtidas mediante radares, as diferenzas de luminosidade dependen da pendente e rugosidad da superficie. As chairas aparecen máis escuras que as zonas abruptas.

Todos estes datos destacarían os posibles cambios nun lugar (si fosen superiores á resolución do radar) na segunda cartografía do lugar. Con todo, os investigadores do proxecto Magellan desenvolveron una técnica especial paira detectar niveis de poucos centímetros, chamada interferometría de tres pasos. Cun pouco de sorte tamén se observaría en caso de producirse un fluxo de lava e sería a proba directa da actividade xeolóxica de Venus.

Darase o último detalle paira finalizar as explicacións sobre o procedemento de análise con radares. Nas imaxes obtidas mediante radares, as diferenzas de luminosidade dependen da pendente e rugosidad da superficie. As chairas aparecen máis escuras que as zonas abruptas. Por outra banda, se o pavimento é liso á lonxitude de onda do radar, nas figuras aparece máis escuro na escala até medio metro que si é rugoso. Esta diferenza débese a que a emisión de radar difire en función da superficie. Parece, pois, que a dispersión dos raios emitidos polo radar depende máis das particularidades xeométricas da superficie que da variabilidade da reflexión.

Esta última magnitude débese á diferenza dieléctrica entre a atmosfera e a superficie e varía en función da composición das rocas. El delimita a porcentaxe do raio que chegará desde o radar. Paira estudar a composición das rocas, Magellane tamén recibe a súa propia emisión radiofónica. Nalgunhas comarcas xa se expuxeron problemas. Por exemplo, a emisión ao redor dos Maxwell non é fácil. Segundo as características eléctricas dunha rexión local, as pequenas fraccións dun mineral condutor deben estar dispersas. Os sulfuros de ferro son os que mellor se adaptan ás observacións, pero estudos máis profundos indican que a súa duración sería moi reducida debido á corrosión da atmosfera de Venus. Tamén poderían aceptarse os óxidos de ferro e a magnetita, pero é difícil explicar a súa aparición.

Una das referencias máis importantes á hora de analizar as superficies planetarias son os cráteres locais, xa que entre outras cousas pódese calcular a idade da superficie. No caso de Venus, con todo, son menos útiles. Por unha banda, porque son insuficientes. Extrapolando os datos da primeira cartografía calcúlanse uns 1.000 cráteres de anchura superior a uns poucos quilómetros (cantidade non comparable á existente en Marte ou a Lúa).

Doutra banda, porque a erosión en Venus é moito máis suave que noutros planetas. Esta última afirmación pode resultar sorprendente tendo a atmosfera que ten Venus, pero non é así. Os principais axentes da erosión son a auga e o vento na Terra e os micrometeoritos na lúa e Mercurio. En Venus non temos auga, os ventos son débiles e os micrometeoritos destrúense nada máis entrar á atmosfera. Por iso os cráteres teñen un aspecto novo e non se poden datar baseándose no nivel de dexeneración.

Con todo, o vento merece una mención especial. Crese que os fortes ventos nas capas altas da atmosfera provocan ventos superficiais. A súa velocidade non pasa por uns poucos quilómetros por hora, pero debido á densidade da atmosfera, a súa influencia é similar á do vento na Terra 20 ou 25 km/h e é, segundo crese, responsable de certos transportes de materiais. As imaxes obtidas nunha rexión próxima ao cráter Aglaonice son moi similares ás das dunas terrestres examinadas con radar. Por analogía, nesa rexión teriamos una zona dunar, por suposto a zona dunar creada polo vento. Noutro volcán aparecen zonas luminosas nas ladeiras do mesmo lado dos volcáns. Crese que os bulebules de vento arrastraron o material proxectado previamente polos volcáns, deixando á vista a capa inferior.

A atmosfera, desde outro punto de vista, ten una influencia moi importante na formación dos cráteres resultantes dos impactos dos meteoritos. Salvo en Venus, deu lugar a unha serie de estruturas inéditas, como son os espazos circulares escuros atopados en moitas rexións. A escuridade indica que estas zonas son lisas a escala centimétrica. Esta peculiaridade débese á destrución provocada por unha onda de choque provocada por un meteorito a pesar da súa disolución na atmosfera e a súa chegada ao chan. Por tanto, os meteoritos necesitan un tamaño e una duración mínima paira chegar ao cráter. Por iso, os cráteres máis pequenos atopados teñen uns tres quilómetros de diámetro. Ademais, moitos cráteres aparecen ao seu ao redor rodeados das escuras rexións antes mencionadas. A onda de choque sería tamén neste caso a causante destes espazos singulares.

Cando os cráteres son máis grandes (duns 15 km de diámetro) presentan diferentes niveis e acumulacións de residuos ou están asociados en grupos. Segundo os científicos, estas estruturas formáronse porque o meteorito rompeuse un pouco antes do impacto.

En xeral, os cráteres non teñen radios de materia como os da Lúa, xa que a densidade atmosférica impídeo. Outras veces a mancha do choque ten forma de bolboreta. Nestes casos considérase que o meteorito veu por un percorrido transversal en lugar de caer perpendicularmente á superficie. O ronsel do meteorito impediría que a materia se expanda na dirección do seu percorrido.

Existen outras estruturas máis inexplicables. En latitudes inferiores a 30º, ao redor do ecuador atópanse uns cráteres. Cada una delas atópase no foco dunha parábola escura, todas elas paralelas e abertas cara ao oeste. Os ramais teñen entre 500 e 1000 km de lonxitude. Tratáronse de facer diferentes explicacións. Un, o máis crible, propón o vento como creador das parábolas. Debido á fraxilidade do vento nas proximidades da superficie, estímase que debido á colisión os residuos alcanzaron una altura duns 50 km. Os ventos locais sopran con forza e dirección oeste formando parabolas.

En Venus hai poucos grandes cráteres. Non é de estrañar que a súa superficie é relativamente nova e que actualmente os meteoritos grandes son escasos. Tendo en conta que estamos a falar con datos do 90% da superficie, o cráter máis grande é o Mead, cun diámetro de 275 km. Ten dous aneis, sendo o orixinal probablemente interior. O interior está alterado polo vulcanismo tras a colisión e non ten picos no centro coma se o cráter fose un impacto noutros planetas. O espazo entre ambos os aneis parece ser o afundido máis tarde.

Hai máis estruturas especiais (incluíndo algunhas xeradas por lávaa), pero se acaba de finalizar o segundo ciclo de cartografía e recolléronse datos do 90% da superficie. Por tanto, en breve teremos que volver falar de Venus e entón poderemos dar máis explicacións.

EFEMÉRIDES SOL: O 21 de xuño o Sol entra en Cancer ás 3h 14min (UT). Comeza o verán. LÚA LÚA NOVA CUARTO CRECENTE LÚA CHEA CUARTO MENGUANTE díahora 13h 56m 720 h 47 min. 154 h 50 min. 238 h 11 min. PLANETAS MERCURIO: salgue da conxunción e pode verse durante a segunda quincena do mes, pero non de forma fácil, porque o día é longo. VENUS: o 13 de xuño está en conxunción superior, é dicir, invisible. MARTITZ: salgue na segunda metade da noite, pero cada vez antes. Aparece a principio de mes ás dúas (UT) e ao final una hora antes. JÚPITER: á noitiña veremos bastante alto, pero cada día perderá altura. Ocúltase a principios de mes ás doce (UT), pero nos últimos días antes das once (UT). SATURNO: os primeiros días de xuño salgue a medianoite, pero paira o final sairá á noitiña, alcanzando altura durante a noite.