• • Objectivos de aprendizagem
• Exploração de Vénus por naves espaciais
• Sondagem através das nuvens de Vénus
• Crateras e a idade da superfície de Vénus
• Vulcões em Vénus
• Atividade tectónica
• Na superfície de Vénus
  • Conceitos-chave e resumo
• Glossário

Objectivos de aprendizagem

No final desta secção, será capaz de

• Descrever as características gerais da superfície de Vénus
• Explicar o que o estudo das crateras em Vénus nos diz sobre a idade da sua superfície
• Comparar a atividade tectónica e os vulcões de Vénus com os da Terra
• Explicar por que razão a superfície de Vénus é inóspita para a vida humana

Desde Vénus tem aproximadamente o mesmo tamanho e composição da Terra, poderíamos esperar que a sua geologia fosse semelhante. Isto é parcialmente verdade, mas Vénus não apresenta o mesmo tipo de tectónica de placas como a Terra, e veremos que a sua falta de erosão resulta num aspeto de superfície muito diferente.

Exploração de Vénus por naves espaciais

Foram lançadas cerca de 50 naves espaciais para Vénus, mas apenas cerca de metade foram bem sucedidas. Embora a primeira missão tenha sido a norte-americana Mariner 2, em 1962, a União Soviética lançou a maioria das missões subsequentes a Vénus. Em 1970, a Venera 7 foi a primeira sonda a aterrar e a transmitir dados a partir da superfície de Vénus, tendo funcionado durante 23 minutos antes de sucumbir à elevada temperatura da superfície. Outras VeneraSeguiram-se sondas e landers, fotografando a superfície e analisando a atmosfera e o solo.

Figura 1: Mapa de radar de Vénus: Esta imagem composta tem uma resolução de cerca de 3 quilómetros. As cores foram adicionadas para indicar a elevação, com o azul a significar baixo e o castanho e o branco alto. O grande continente Afrodite estende-se à volta do equador, onde a superfície brilhante (e por isso rugosa) foi deformada por forças tectónicas na crosta de Vénus. (crédito: modificação do trabalho da NASA/JPL/USGS)

Para compreender a geologia de Vénus, no entanto, era necessário fazer um estudo global da sua superfície, uma tarefa dificultada pelas perpétuas camadas de nuvens que rodeiam o planeta. O problema assemelha-se ao desafio que os controladores de tráfego aéreo enfrentam num aeroporto, quando o tempo está tão nublado ou enevoado que não conseguem localizar visualmente os aviões que se aproximam. A solução é semelhante em ambos os casos: utilizar um radarinstrumento para sondar através da camada de obscurecimento.

O primeiro mapa de radar global foi feito pela sonda americana Pioneer Venus no final da década de 1970, seguido de mapas melhores feitos pelas sondas soviéticas Venera 15 e 16 no início da década de 1980. No entanto, a maior parte da nossa informação sobre a geologia de Vénus é derivada da sonda americana Magalhães que mapeou Vénus com um poderoso radar de imagem . Magalhães produziu imagens com uma resolução de 100 metros, muito melhor do que as de missões anteriores, dando-nos o primeiro olhar detalhado sobre a superfície do nosso planeta irmão (Figura 1). (O Magalhães A nave espacial devolveu mais dados à Terra do que todas as missões planetárias anteriores combinadas; cada 100 minutos de transmissão de dados da nave espacial forneceram informação suficiente, se traduzida em caracteres, para encher duas enciclopédias de 30 volumes).

Considerem por um momento como é bom Magalhães Significa que as imagens de radar de Vénus podem mostrar qualquer coisa na superfície maior do que um campo de futebol. De repente, toda uma série de características topográficas de Vénus se tornaram acessíveis à nossa visão. Ao olhar para as imagens de radar ao longo deste capítulo, tenha em mente que estas são construídas a partir de reflexões de radar, e não de fotografias de luz visível. Por exemplo,As características brilhantes nestas imagens de radar são uma indicação de terreno acidentado, enquanto as regiões mais escuras são mais suaves.

Sondagem através das nuvens de Vénus

Os mapas de radar de Vénus revelam um planeta que se parece muito com a Terra, se a superfície do nosso planeta não estivesse constantemente a ser alterada pela erosão e deposição de sedimentos. Como não há água ou gelo em Vénus e as velocidades do vento à superfície são baixas, quase nada obscurece ou apaga as complexas características geológicas produzidas pelos movimentos da crosta de Vénus, por erupções vulcânicas e porTendo finalmente penetrado abaixo das nuvens de Vénus, encontramos a sua superfície nua, revelando a história de centenas de milhões de anos de atividade geológica.

Cerca de 75% da superfície de Vénus é constituída por planícies de lava. Superficialmente, estas planícies assemelham-se às bacias oceânicas basálticas da Terra, mas não foram produzidas da mesma forma. Não há indícios de zonas de subducção em Vénus, o que indica que, ao contrário da Terra, este planeta nunca experimentou a tectónica de placas. convecção (A formação das planícies de lava de Vénus assemelha-se mais à dos mares lunares. Ambos foram o resultado de erupções de lava generalizadas sem o espalhamento da crosta associado à tectónica de placas.

Acima das planícies de lava existem dois continentes à escala real de terreno montanhoso. O maior continente de Vénus, chamado Afrodite, tem aproximadamente o tamanho de África (pode vê-lo em destaque na Figura 1). Afrodite estende-se ao longo do equador durante cerca de um terço da volta ao planeta. A seguir, a região montanhosa do norte é Ishtar, que tem aproximadamente o tamanho da Austrália. Ishtarcontém a região mais alta do planeta, as Montanhas Maxwell, que se elevam 11 quilómetros acima das planícies circundantes. (As Montanhas Maxwell são a única caraterística de Vénus que tem o nome de um homem, pois comemoram James Clerk Maxwell, cuja teoria do eletromagnetismo levou à invenção do radar. Todas as outras características têm nomes de mulheres, quer da história quer da mitologia).

Crateras e a idade da superfície de Vénus

Uma das primeiras questões que os astrónomos abordaram com a tecnologia de alta resolução Magalhães imagens era a idade da superfície do Vénus Lembre-se de que a idade de uma superfície planetária raramente corresponde à idade do mundo em que se encontra. Uma idade jovem implica apenas uma geologia ativa nesse local. Essas idades podem ser obtidas a partir da contagem de crateras de impacto. A Figura 2 é um exemplo do aspeto dessas crateras nas imagens de radar de Vénus. Quanto mais densa for a superfície com crateras, maior será a sua idade. A maior cratera de Vénus (chamada Mead) tem 275quilómetros de diâmetro, ligeiramente maior do que a maior cratera terrestre conhecida (Chicxulub), mas muito mais pequena do que as bacias de impacto lunares.

Figura 2. crateras de impacto em Vénus: (a) Estas grandes crateras de impacto situam-se na região de Lavínia, em Vénus. Devido à sua rugosidade, as bordas das crateras e a ejeção aparecem mais brilhantes nestas imagens de radar do que as planícies de lava circundantes, mais suaves. A maior destas crateras tem um diâmetro de 50 quilómetros. (b) Esta pequena e complexa cratera tem o nome da escritora Gertrude Stein. O impacto triplo foi causado pela rutura daO projétil tinha um diâmetro inicial entre 1 e 2 quilómetros. (crédito a: modificação do trabalho da NASA/JPL; crédito b: modificação do trabalho da NASA/JPL)

Poder-se-ia pensar que a espessa atmosfera de Vénus protegeria a superfície dos impactos, queimando os projécteis muito antes de estes atingirem a superfície. Mas este é o caso apenas para os projécteis mais pequenos. As estatísticas das crateras mostram muito poucas crateras com menos de 10 quilómetros de diâmetro, indicando que os projécteis com menos de 1 quilómetro (o tamanho que normalmente produz uma cratera de 10 quilómetros) são mais resistentes do que os projécteis mais pequenos.As crateras com diâmetros de 10 a 30 quilómetros são frequentemente distorcidas ou múltiplas, aparentemente porque o projétil que se aproximava se desfez na atmosfera antes de atingir o solo, como mostra a cratera Stein na Figura 2. No entanto, se nos limitarmos aos impactos que produzem crateras com diâmetros de 30 quilómetros ou maiores, então a craterasão tão úteis em Vénus para medir a idade da superfície como o são em corpos sem ar como a Lua.

As grandes crateras nas planícies venusianas indicam uma idade média da superfície que se situa apenas entre 300 e 600 milhões de anos. Estes resultados indicam que Vénus é, de facto, um planeta com uma atividade geológica persistente, intermédia entre a das bacias oceânicas da Terra (que são mais jovens e mais activas) e a dos seus continentes (que são mais antigos e menos activos).

Quase todas as grandes crateras de Vénus parecem frescas, com pouca degradação ou preenchimento por lava ou poeira soprada pelo vento. Esta é uma forma de sabermos que as taxas de erosão ou de deposição de sedimentos são muito baixas. Temos a impressão de que relativamente pouco aconteceu desde que as planícies venusianas foram reerguidas pela última vez por atividade vulcânica em grande escala. Aparentemente, Vénus passou por algum tipo deuma convulsão vulcânica à escala planetária entre 300 e 600 milhões de anos atrás, um acontecimento misterioso que não se assemelha a nada na história terrestre.

Vulcões em Vénus

Como a Terra, Vénus Nas planícies, as erupções vulcânicas são a principal forma de renovação da superfície, com grandes fluxos de lava altamente fluida a destruir crateras antigas e a gerar uma superfície fresca. Além disso, numerosas montanhas vulcânicas mais jovens e outras estruturas estão associadas a pontos quentes à superfície - locais onde a convecção no manto do planetatransporta o calor interior para a superfície.

O maior vulcão individual de Vénus, chamado Sif Mons, tem cerca de 500 quilómetros de diâmetro e 3 quilómetros de altura - mais largo mas mais baixo do que o vulcão havaiano Mauna Loa. No seu topo encontra-se uma cratera vulcânica, ou caldeira com cerca de 40 quilómetros de diâmetro, e as suas encostas apresentam fluxos de lava individuais com até 500 quilómetros de comprimento. Milhares de vulcões mais pequenos pontilham a superfície, até ao limite de visibilidade do Magalhães A maior parte destes vulcões parecem semelhantes aos vulcões terrestres. Outros vulcões têm formas invulgares, como as "cúpulas em panqueca" ilustradas na Figura 3a.

Todo o vulcanismo é o resultado da erupção de lava para a superfície do planeta. Mas a lava quente que sobe do interior de um planeta nem sempre chega à superfície. Tanto na Terra como em Vénus, esta lava aflorante pode acumular-se para produzir protuberâncias na crosta. Muitas das cadeias de montanhas de granito na Terra, como a Sierra Nevada na Califórnia, envolvem este tipo de vulcanismo subsuperficial.As protuberâncias são comuns em Vénus, onde produzem grandes características circulares ou ovais chamadas coroas (singular: corona) (Figura 3b).

Figura 3. Vulcões em forma de panqueca em Vénus e a coroa da "Miss Piggy": (a) Estas notáveis cúpulas circulares, cada uma com cerca de 25 quilómetros de diâmetro e cerca de 2 quilómetros de altura, são o resultado de erupções de lava altamente viscosa (viscosa) que se espalha uniformemente em todas as direcções. (b) Fotla Corona está localizada nas planícies a sul de Afrodite Terra. Os padrões de fratura curvos mostram onde o material subjacente colocou tensão na superfície. Uma série de panquecas e cúpulasAlguns alunos vêem uma semelhança entre esta coroa e a Miss Piggy dos Marretas (a sua orelha esquerda, no topo da imagem, é o vulcão panqueca no centro superior da imagem).(crédito: modificação do trabalho da NASA/JPL)

Atividade tectónica

Figura 4: Cumes e fissuras: Esta região das planícies de Lakshmi, em Vénus, foi fracturada por forças tectónicas, produzindo uma grelha de fissuras e cristas. Não se esqueça de reparar nas características lineares mais ténues que são perpendiculares às mais brilhantes. Como esta é uma imagem de radar, o brilho das cristas indica a sua altura relativa. Esta imagem mostra uma região com cerca de 80 quilómetros de largura e 37 quilómetros de altura. Lakshmi éuma deusa hindu da prosperidade (crédito: modificação do trabalho da equipa Magellan, JPL, NASA)

As correntes de convecção de material fundido no manto de Vénus empurram e esticam a crosta. Estas forças são chamadas tectónico e as características geológicas que resultam destas forças são designadas por características tectónicas Nas planícies de Vénus, as forças tectónicas romperam a superfície da lava para criar padrões notáveis de cristas e fendas (Figura 4). Em alguns locais, a crosta chegou mesmo a rasgar-se para gerar vales em fenda. As características circulares associadas às coronas são cristas e fendas tectónicas, e a maioria das montanhas de Vénus também deve a sua existência às forças tectónicas.

O continente de Ishtar, que tem as maiores elevações de Vénus, é o produto mais dramático destas forças tectónicas. Ishtar e as suas altas Montanhas Maxwell assemelham-se ao Planalto Tibetano e às Montanhas dos Himalaias na Terra. Ambos são o produto da compressão da crosta e ambos são mantidos pelas forças contínuas da convecção do manto.

Na superfície de Vénus

As bem sucedidas sondas Venera da década de 1970 encontraram-se num planeta extraordinariamente inóspito, com uma pressão à superfície de 90 bar e uma temperatura suficientemente quente para derreter chumbo e zinco. Apesar destas condições desagradáveis, as naves espaciais conseguiram fotografar o que as rodeava e recolher amostras da superfície para análise química antes de os seus instrumentos se avariarem.a superfície estava tingida de vermelho pelas nuvens, e o nível de iluminação era equivalente a um forte nevoeiro na Terra.

As sondas descobriram que a rocha nas áreas de aterragem é ígnea, principalmente basaltos. Exemplos das fotografias de Venera são mostrados na Figura 5. Cada imagem mostra uma paisagem plana e desolada com uma variedade de rochas, algumas das quais podem ser ejectadas de impactos. Outras áreas mostram fluxos de lava planos e em camadas. Não houve mais aterragens em Vénus desde a década de 1970.

Figura 5: Superfície de Vénus: Estas vistas da superfície de Vénus são da nave espacial Venera 13. Tudo é laranja porque a espessa atmosfera de Vénus absorve as cores mais azuis da luz. O horizonte é visível no canto superior de cada imagem. (crédito: NASA)

Conceitos-chave e resumo

Vénus foi mapeado por radar, especialmente com o Magalhães A sua crosta é constituída por 75% de planícies de lava, numerosas características vulcânicas e muitas coronas de grandes dimensões, que são a expressão do vulcanismo subsuperficial. O planeta foi modificado por uma tectónica generalizada impulsionada pela convecção do manto, formando padrões complexos de cristas e fendas e construindo regiões continentais elevadas, como Ishtar. A superfície é extraordinariamente inóspita, compressão de 90 bar e temperatura de 730 K, mas vários landers russos Venera investigaram-no com sucesso.

Glossário

tectónica: características geológicas que resultam de tensões e pressões na crosta de um planeta; as forças tectónicas podem levar a terramotos e ao movimento da crosta