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A superfície de Vênus |
A maior parte da informação que dispomos sobre a superfície de Vênus foi obtida pelas sondas espaciais Venera 15 e Venera 16 da União Soviética e pelas sondas espaciais norte-americanas Pioneer Venus 1, Pioneer Venus 2 e Magellan durante o período de 1978 a 1994.
As primeiras imagens da superfície de Vênus foram obtidas pelas sondas espaciais da série Venera, lançadas pela extinta União Soviética.
A sonda espacial Venera 9 foi lançada no dia 8 de junho de 1975 com a missão sem precedentes de pousar em solo venusiano e enviar para a Terra imagens da sua superfície. O módulo de pouso da Venera 9 tocou o solo de Vênus no dia 22 de outubro de 1975 as 5 horas e 13 minutos UT, em uma região situada a 32o sul e 291o leste. Neste momento o Sol estava quase no zênite nesta região, o que nos leva a imaginar a temperatura que a sonda teve que suportar. Mesmo assim, a Venera 9 operou durante 53 minutos, enviando para a Terra uma única imagem, mostrada abaixo. O módulo de pouso da Venera 9 pousou sobre uma parte do terreno inclinada em cerca de 30o com o horizonte. O objeto branco que aparece na parte de baixo da imagem é um pedaço do módulo de pouso da Venera 9. Note que a paisagem é dominada por rochas angulares e parcialmente modificadas pelo clima local, com cerca de 30 a 40 centímetros de diâmetro. Várias delas estão parcialmente enterradas no solo. O horizonte venusiano está visível nos cantos superiores direito e esquerdo.
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Seis dias após o lançamento da sonda espacial Venera 9, no dia 14 de junho de 1975, a União Soviética lançou a sonda espacial Venera 10, uma cópia da Venera 9 e que tinha o mesmo destino de sua antecessora. O módulo de pouso da Venera 10 tocou o solo de Vênus no dia 25 de outubro de 1975 as 5 horas e 17 minutos UT, na região situada a cerca de 16o norte e 291o leste. O módulo de pouso ficou inclinado em cerca de 8 graus. Após operar durante 65 minutos na superfície de Vênus, o módulo de pouso da Venera 10 enviou a imagem abaixo da superfície deste planeta. O Sol estava próximo ao zênite no momento do pouso. Os objetos que aparecem na parte de baixo da imagem são partes da sonda espacial. A imagem nos mostra que a região de pouso esta coberta com pedaços planos de rochas, parcialmente cobertos por material formado por grãos muito finos, não muito diferentes do que encontramos em uma área vulcânica na Terra. O grande pedaço de rocha na parte da frente da imagem tem mais de dois metros de comprimento.
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Outras sondas da série Venera foram lançadas e pousaram na superfície de Vênus. Abaixo mostramos algumas imagens obtidas pelos seus equipamentos de imagem, bastante precários sob o ponto de vista do que possuímos hoje mas que realizaram o impressionante feito de nos enviar estas imagens.
A sonda espacial Venera 13 tocou o solo de Vênus no dia 1 de março de 1982 na região situada a 7,5o sul e 303o leste, a leste de um local chamado Phoebe Regio. A Venera 13 foi a primeira missão Venera que levava a bordo uma câmera de TV a cores. Ela conseguiu sobreviver no inóspito ambiente venusiano durante 2 horas e 7 minutos, produzindo 14 imagens da superfície de Vênus. A Venera 13 tinha duas câmeras que apontavam em direções opostas.
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Nas duas imagens abaixo obtidas pela Venera 13 podemos ver partes do módulo de pouso e coberturas semi-circulares das lentes mas a imagem de baixo mostra o braço mecânico do módulo de pouso da Venera 13. Vemos que a superfície é formada por terra e rochas planas.
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A sonda espacial Venera 14 pousou na superfície de Vênus no dia 5 de março de 1982, na região situada a 13o sul e 310o leste. O módulo de pouso sobreviveu durante 60 minutos. As duas imagens abaixo mostram parte do equipamento. A superfície de Vênus nesta região é composta de rochas planas tipo basalto, mas apresenta pouca terra ou material composto por grãos finos como havia sido observados em outros locais de pouso das Veneras anteriores. Próximo ao centro da parte de cima da imagem vemos a cobertura de uma lente e na imagem de baixo vemos o braço de teste do módulo.
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Com a inacreditável melhoria dos equipamentos de imageamento as sondas espaciais lançadas para estudar Vênus puderam obter imagens muito mais detalhadas da superfície deste planeta. Na verdade detalhes da superfície venusiana só foram conhecidos a partir do momento em que módulos orbitais, como o Magellan lançado pelos Estados Unidos, realizaram o mapeamento da superfície de Vênus com o auxílio de radar. Hoje temos boas informações sobre 98% da superfície de Vênus.
Algumas características gerais da superfície de Vênus
A superfície de Vênus é relativamente jovem, geologicamente falando. Parece que a superfície do planeta Vênus foi completamente refeita há cerca de 300 a 500 milhões de anos. Os cientistas ainda debatem como, e por que, isto ocorreu.
Os mapeamentos feitos por radar revelaram que a superfície deste planeta possui um terreno bastante variado. Nela encontramos montanhas, planícies, altos platôs, cânions, vulcões, cadeias de montanhas e crateras de impacto.
De um modo geral a topografia venusiana consiste de vastas planícies cobertas por fluxos de lava e montanhas ou regiões de altas montanhas deformadas pela atividade geológica.
Globalmente Vênus parece ser razoavelmente plano. As diferenças de elevação variam pouco, somente 2 a 3 quilômetros, exceto para algumas poucas regiões de montanhas.
A parte norte e a parte sul de Vênus diferem notavelmente. A parte norte é montanhosa, com platôs elevados (planaltos) sem crateras. Estas regiões lembram os continentes que existem na Terra. A parte sul tem um terreno ondulado mas relativamente plano, que parece consistir de vastas planícies de lava.
Montanhas
Existem somente duas áreas de montanhas importantes em Vênus.
O maior continente, o Aphrodite Terra, está situado próximo ao equador de Vênus. Seu tamanho é similar à América do Sul. As altas montanhas Aphrodite Terra se estendem por quase metade do caminho ao longo do equador de Vênus.
Outro grande continente, situado na latitude 70o norte, é chamado de Ishtar Terra. Ele mede cerca de 1000 quilômetros por 1500 quilômetros. Seu tamanho é superior ao maior planalto montanhoso da Terra, o planalto do Himalaia.
A imagem abaixo mostra a escarpa sul e a região ocidental da região conhecida como Ishtar Terra. A região ocidental da Ishtar Terra tem o tamanho aproximado do continete Australiano. A distância, a direita, podemos ver o planalto chamado Lakshmi Planum. Nesta imagem a superfície do planalto cai rapidamente para as terras baixas circundantes com inclinações maiores do que 5% ao longo de mais de 50 quilômetros.
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O monte Maxwell na Ishtar Terra é o pico mais alto em Vênus. O monte Maxwell é a estrutura mais visível na superfície de Vênus. Ele foi descoberto não por uma sonda espacial mas a partir de mapeamentos feitos com radar por radiotelescópios situados na Terra. A imagem abaixo, um mosaico de várias imagens obtidas pela sonda Magellan, mostra estas montanhas e a cratera Cleopatra. Note que as linhas escuras são apenas regiões não observadas pela sonda Magellan.
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Vulcões
Em Vênus, os vulcões e características vulcânicas são ainda mais numerosos do que as crateras. Pelo menos 85% da superfície venusiana é coberta com rocha vulcânica.
Mais de 1500 importantes vulcões ou características vulcânicas são conhecidos em Vênus. Acredita-se que pode mesmo haver um milhão destas características vulcânicas com tamanhos menores.
A maioria dos vulcões existentes em Vênus são vulcões de escudo, semelhantes àqueles existentes no Havaí na Terra. Mais de 100000 pequenos vulcões de escudo pontilham a superfície de Vênus.
Também existem grandes vulcões neste planeta. Mais de 1000 vulcões ou centros vulcânicos em Vênus possuem mais de 20 quilômetros de largura.
Além disso, Vênus exibe algumas características superficiais que parecem rios. Entretanto elas não foram criadas por fluxo de água mas sim por fluxos de lava líquida. Sabemos hoje que enormes fluxos de lava provenientes dos vulcões produziram longos e sinuosos "canais", que se estendem por centenas de quilômetros, e que inundaram as terras baixas criando vastas planícies.
Um desses "canais" se estende por aproximadamente 7000 quilômetros, o que o faz ser mais longo do que o maior rio da Terra em comprimento, o rio Nilo, na África.
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A imagem acima mostra o Sapas Mons, localizado na região de Vênus chamada Atla Regio. Os flancos deste vulcão estão cobertos com numerosos fluxos de lava superpostos. Muitos deles parecem ter se originado das aberturas existentes nos flancos do vulcão em vez de seu duplo cume. Este tipo de erupção é comum nos grandes vulcões de escudo que existem na Terra, tais como aqueles encontrados no Havaí, Estados Unidos.
A imagem abaixo, em cores artificiais, mostra a região do vulcão Sif Mons que está logo abaixo do seu cume. Vê-se na frente dela uma série de fluxos de lava, escuros e brilhantes. Os fluxos de lava mais brilhantes estão associados ao vulcanismo mais recente nesta região. Estes fluxos cobrem fluxos de lava mais antigos que são mais suaves e, portanto, aparecem com uma cor mais escura nesta imagem. Este vulcão tem 2 km de altura e 200 km de diâmetro. A imagem está exagerada 20 vezes em altura para que possamos ter uma visão geral.
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A imagem abaixo mostra uma parte da região Eistla Regio ocidental. O vulcão Gula Mons aparece no horizonte. Ele é um vulcão bastante alto, com cerca de 3 quilômetros de altura, localizado aproximadamente na latitude de 22o norte e longitude de 359o leste. No centro da imagem vemos a cratera de impacto Cunitz. Esta cratera tem 48,5 quilômetros de diâmetro e tem este nome em homenagem à astrônoma e matemática Maria Cunitz. Esta imagem foi produzida no JPL Multimission Image Processing Laboratory.
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A imagem abaixo mostra uma porção da parte ocidental da região Eistla Regio. O vulcão que aparece à direita no horizonte é o Gula Mons. O vulcão Sif Mons aparece à esquerda no horizonte. O vulcão Sif Mons tem o diâmetro de 300 quilômetros e uma altura de 2 quilômetros. Esta imagem foi produzida no Multimission Image Processing Laboratory do Jet Propulsion Laboratory, Estados Unidos, por Eric De Jong, Jeff Hall e Myche McAuley.
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Um outro tipo característico de vulcão em Vênus são os chamados "Pancake Domes". Acredita-se que estes vulcões de forma particular foram formados pela subida de lava muito mais viscosa do que aquela que forma os vulcões escudo. Isto é indicado pela sua forma arredondada e suas margens espessas. A composição desta lava, entretanto, não é bem conhecida. A maior destas estruturas tem um diâmetro de 58 quilômetros.
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Crateras de Impacto
A superfície de Vênus é pontilhada por crateras de impacto, causadas pela queda de meteoros na sua superfície.
Essas crateras de impacto se distribuem aleatoriamente sobre a sua superfície. Elas são poucas em número mas largas em tamanho. Isto nos indica que Vênus tem uma superfície relativamente jovem, com uma idade geológica menor do que 800 milhões de anos.
Acredita-se que, como todos os outros planetas terrestres do Sistema Solar, Vênus deve ter se formado há 4,6 bilhões de anos a partir do ajuntamento de pequeninos objetos. A crosta primordial se formou e foi fortemente bombardeada e craterizada. Durante esta fase de intenso bombardeamento foi produzido calor suficiente para derreter o proto-planeta inteiramente. Após um certo período de esfriamento, a massa derretida desenvolveu uma crosta, uma manta e uma região central. O baixo número de crateras de impacto em Vênus sugere que uma grande área da crosta foi destruida durante a sua história mais primordial por fluxos de lava.
Pequenas crateras, com menos de 2 quilômetros de diâmetro, praticamente não existem na superfície de Vênus devido à pesada atmosfera que cobre este planeta. Elas deveriam ser criadas a partir da colisão de pequenos meteoritos com a superfície venusiana mas, devido ao seu pequeno tamanho, estes corpos foram destruídos pelo atrito durante a passagem pela espessa atmosfera de Vênus.
No entanto os grandes meteoritos que entram na atmosfera de Vênus conseguem sobreviver e colidem com o solo formando crateras. Alguns deles se despedaçam um pouco antes do impacto e, conseqüentemente, criam aglomerados de crateras.
Cratera Golubkina:
Esta é a cratera Golubkina, situada a 60,30 de latitude e 286,55 de longitude. Esta cratera possui um diâmetro de 30,1 quilômetros. A imagem mostrada é uma composição 3D feita por computador. Esta cratera se caracteriza por possuir um pico central, típico de grandes crateras de impacto que conhecemos na Terra. Esta cratera tem este nome em homenagem à escultora russa Anna Golubkina.
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Cratera Mona Lisa:
Esta é a cratera chamada Mona Lisa. Sua estrutura apresenta vários anéis concêntricos, típico da maioria das crateras em Vênus. O impacto no centro da cratera fez com que vários anéis concêntricos de montanhas se formassem. Eles foram criados essencialmente pela propagação através da superfície de ondas com cerca de um quilômetro e meio de altura. Quando estas ondas perderam intensidade a ponto de poderem ser bloqueadas pelo terreno vizinho foram formadas as bordas da cratera. A lava foi então preenchendo a depressão central, eliminando alguns dos anéis mais internos e alisando o fundo. Fragmentos resultantes do impacto foram inicialmente jogados no espaço, precipitando-se depois na região em volta da cratera e criando uma camada mais brilhante.
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Cratera Adivar:
Sabemos que a atmosfera de Vênus é muito mais densa do que a da Terra. Ventos sopram constantemente na superfície venusiana e, como conseqüência, a erosão provocada por estes ventos é responsável pela formação de diversas estruturas na superfície do planeta. No caso da cratera Adivar, mostrada abaixo, o vento foi levando material ejetado na formação da cratera, resultando na formação de uma cratera com uma cauda similar a de um cometa.
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Outras estruturas características da superfície de Vênus
Calderas gigantes com mais de 100 quilômetros de diâmetro são encontradas em Vênus. As calderas terrestres têm usualmente apenas alguns quilômetros de diâmetro.
Entre as características únicas existentes em Vênus temos as chamadas "coronae" e os "aracnóides".
As coronae (imagem abaixo) são estruturas grandes que vão da forma circular à oval, rodeadas com despenhadeiros e com centenas de quilômetros de diâmetro. Acredita-se que elas sejam a resposta da superficie do planeta a algum processo de levantamento da sua manta.
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Os aracnóide são crateras características que variam da forma circular a elongada. Elas são similares às coronae mas têm uma curiosa forma que lembra "aranhas".
Os cientistas acreditam que os aracnóides podem ter sido formados por rocha derretida que infiltrou-se dentro de fraturas existentes na superfície, produzindo sistemas de fraturas e diques com esta forma característica.
As imagens abaixo mostram os "aracnóides" existentes na superfície de Vênus na região situada a 40o ao norte. A primeira imagem mostra um detalhe da região mais ampla exibida na segunda imagem.
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A topografia de Vênus vista globalmente
Mostramos abaixo uma seqüência de imagens dos hemisférios de Vênus. Elas foram construidas pelo United States Geological Survey (USGS), dos Estados Unidos, reunindo mais de uma década de investigações com o uso de radar do Arecibo Observatory, assim como imagens obtidas pela missão norte-americana Magellan entre 1990 e 1994. A missão Magellan mapeou mais de 98% da superfície de Vênus com uma resolução de cerca de 100 metros.
A resolução apresentada nestas imagens é de cerca de 3 quilômetros. Foi usado um código de cores para representar a elevação de regiões da superfície de Vênus.
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hemisfério de Vênus centrado em 0o de longitude leste
hemisfério de Vênus centrado em 90o de longitude leste
hemisfério de Vênus centrado em 180o de longitude leste
hemisfério de Vênus centrado em 270o de longitude leste
hemisfério de Vênus centrado no polo norte
hemisfério de Vênus centrado no polo sul
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