10.2: A Geologia de Vênus
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva as características gerais da superfície de Vênus
- Explique o que o estudo das crateras em Vênus nos diz sobre a idade de sua superfície
- Compare a atividade tectônica e os vulcões em Vênus com os da Terra
- Explique por que a superfície de Vênus é inóspita para a vida humana
Como Vênus tem aproximadamente o mesmo tamanho e composição da Terra, podemos esperar que sua geologia seja semelhante. Isso é parcialmente verdade, mas Vênus não exibe o mesmo tipo de placas tectônicas da Terra, e veremos que sua falta de erosão resulta em uma aparência de superfície muito diferente.
Exploração de Vênus por espaçonave
Quase 50 naves espaciais foram lançadas para Vênus, mas apenas cerca de metade teve sucesso. Embora o sobrevoo de 1962 da Mariner 2 dos EUA tenha sido o primeiro, a União Soviética lançou a maioria das missões subsequentes a Vênus. Em 1970, a Venera 7 se tornou a primeira sonda a pousar e transmitir dados da superfície de Vênus. Ele operou por 23 minutos antes de sucumbir à alta temperatura da superfície. Seguiram-se sondas e sondas Venera adicionais, fotografando a superfície e analisando a atmosfera e o solo.
Para entender a geologia de Vênus, no entanto, precisávamos fazer um estudo global de sua superfície, uma tarefa muito difícil pelas camadas perpétuas de nuvens ao redor do planeta. O problema se assemelha ao desafio enfrentado pelos controladores de tráfego aéreo em um aeroporto, quando o tempo está tão nublado ou enevoado que eles não conseguem localizar visualmente os aviões que chegam. A solução é semelhante nos dois casos: use um instrumento de radar para sondar a camada obscurecida.
O primeiro mapa de radar global foi feito pelo orbitador americano Pioneer Venus no final dos anos 1970, seguido por mapas melhores dos orbitadores de radar gêmeos soviéticos Venera 15 e 16 no início dos anos 1980. No entanto, a maioria de nossas informações sobre a geologia de Vênus é derivada da espaçonave americana Magellan, que mapeou Vênus com um poderoso radar de imagem. Magellan produziu imagens com uma resolução de 100 metros, muito melhor do que a das missões anteriores, produzindo nossa primeira visão detalhada da superfície de nosso planeta irmão (Figura). (A espaçonave Magellan retornou mais dados à Terra do que todas as missões planetárias anteriores juntas; cada 100 minutos de transmissão de dados da espaçonave fornecia informações suficientes, se traduzidas em caracteres, para preencher duas enciclopédias de 30 volumes.)
Considere por um momento o quão boa é realmente a resolução de 100 metros de Magellan. Isso significa que as imagens de radar de Vênus podem mostrar qualquer coisa na superfície maior do que um campo de futebol. De repente, toda uma série de características topográficas em Vênus se tornaram acessíveis à nossa visão. Ao examinar as imagens de radar ao longo deste capítulo, lembre-se de que elas são construídas a partir de reflexos de radar, não de fotografias de luz visível. Por exemplo, características brilhantes nessas imagens de radar são uma indicação de terrenos acidentados, enquanto regiões mais escuras são mais suaves.
Sondando através das nuvens de Vênus
Os mapas de radar de Vênus revelam um planeta que se parece muito com a aparência da Terra se a superfície do nosso planeta não fosse constantemente alterada pela erosão e deposição de sedimentos. Como não há água ou gelo em Vênus e a velocidade do vento na superfície é baixa, quase nada obscurece ou apaga as características geológicas complexas produzidas pelos movimentos da crosta de Vênus, pelas erupções vulcânicas e pelas crateras de impacto. Tendo finalmente penetrado abaixo das nuvens de Vênus, descobrimos que sua superfície está nua, revelando a história de centenas de milhões de anos de atividade geológica.
Cerca de 75% da superfície de Vênus consiste em planícies de lava de planície. Superficialmente, essas planícies se assemelham às bacias oceânicas basálticas da Terra, mas não foram produzidas exatamente da mesma maneira. Não há evidências de zonas de subducção em Vênus, indicando que, ao contrário da Terra, esse planeta nunca experimentou placas tectônicas. Embora a convecção (o aumento de materiais quentes) em seu manto tenha gerado grandes tensões na crosta de Vênus, elas não fizeram com que grandes placas continentais se movessem. A formação das planícies de lava de Vênus se assemelha mais à da maria lunar. Ambos foram o resultado de erupções generalizadas de lava sem a propagação da crosta associada às placas tectônicas.
Erguendo-se acima das planícies de lava da planície estão dois continentes em grande escala de terreno montanhoso. O maior continente de Vênus, chamado Afrodite, tem aproximadamente o tamanho da África (você pode vê-lo se destacar na Figura\(\PageIndex{1}\)). Afrodite se estende ao longo do equador por cerca de um terço da volta ao planeta. A próxima em tamanho é a região montanhosa do norte de Ishtar, que tem aproximadamente o tamanho da Austrália. Ishtar contém a região mais alta do planeta, as Montanhas Maxwell, que se elevam 11 quilômetros acima das planícies circundantes. (As Montanhas Maxwell são a única característica em Vênus com o nome de um homem. Eles comemoram James Clerk Maxwell, cuja teoria do eletromagnetismo levou à invenção do radar. Todas as outras características têm nomes de mulheres, seja da história ou da mitologia.)
Crateras e a idade da superfície de Vênus
Uma das primeiras questões que os astrônomos abordaram com as imagens de alta resolução de Magalhães foi a idade da superfície de Vênus. Lembre-se de que a idade de uma superfície planetária raramente é a idade do mundo em que ela se encontra. Uma idade jovem implica apenas uma geologia ativa naquele local. Essas idades podem ser derivadas da contagem de crateras de impacto. A figura\(\PageIndex{2}\) é um exemplo da aparência dessas crateras nas imagens do radar de Vênus. Quanto mais densa a superfície tiver crateras, maior será sua idade. A maior cratera de Vênus (chamada Mead) tem 275 quilômetros de diâmetro, um pouco maior do que a maior cratera terrestre conhecida (Chicxulub), mas muito menor do que as bacias de impacto lunar.
Você pode pensar que a densa atmosfera de Vênus protegeria a superfície dos impactos, queimando os projéteis muito antes que eles pudessem chegar à superfície. Mas esse é o caso apenas de projéteis menores. As estatísticas de crateras mostram muito poucas crateras com menos de 10 quilômetros de diâmetro, indicando que projéteis menores que cerca de 1 quilômetro (o tamanho que normalmente produz uma cratera de 10 quilômetros) foram interrompidos pela atmosfera. Essas crateras com diâmetros de 10 a 30 quilômetros são frequentemente distorcidas ou múltiplas, aparentemente porque o projétil de entrada se partiu na atmosfera antes de atingir o solo, conforme mostrado na cratera Stein na Figura\(\PageIndex{2}\). No entanto, se nos limitarmos a impactos que produzem crateras com diâmetros de 30 quilômetros ou mais, a contagem de crateras é tão útil em Vênus para medir a idade da superfície quanto em corpos sem ar, como a Lua.
As grandes crateras nas planícies venusianas indicam uma idade média de superfície que é de apenas 300 a 600 milhões de anos. Esses resultados indicam que Vênus é de fato um planeta com atividade geológica persistente, intermediária entre a das bacias oceânicas da Terra (que são mais jovens e mais ativas) e a de seus continentes (que são mais antigos e menos ativos).
Quase todas as grandes crateras de Vênus parecem frescas, com pouca degradação ou preenchimento por lava ou poeira soprada pelo vento. Essa é uma maneira de sabermos que as taxas de erosão ou deposição de sedimentos são muito baixas. Temos a impressão de que relativamente pouco aconteceu desde que as planícies venusianas foram ressurgidas pela última vez por atividades vulcânicas em grande escala. Aparentemente, Vênus experimentou algum tipo de convulsão vulcânica em todo o planeta entre 300 e 600 milhões de anos atrás, um evento misterioso que é diferente de tudo na história terrestre.
Vulcões em Vênus
Como a Terra, Vênus é um planeta que passou por um vulcanismo generalizado. Nas planícies de planície, as erupções vulcânicas são a principal forma de renovação da superfície, com grandes fluxos de lava altamente fluida destruindo crateras antigas e gerando uma nova superfície. Além disso, inúmeras montanhas vulcânicas mais jovens e outras estruturas estão associadas a pontos quentes da superfície — locais onde a convecção no manto do planeta transporta o calor interior para a superfície.
O maior vulcão individual de Vênus, chamado Sif Mons, tem cerca de 500 quilômetros de diâmetro e 3 quilômetros de altura — mais largo, mas mais baixo do que o vulcão havaiano Mauna Loa. No topo está uma cratera vulcânica, ou caldeira, com cerca de 40 quilômetros de diâmetro, e suas encostas mostram fluxos de lava individuais de até 500 quilômetros de comprimento. Milhares de vulcões menores pontilham a superfície, até o limite de visibilidade das imagens de Magalhães, que correspondem a cones ou cúpulas do tamanho do estacionamento de um shopping center. A maioria deles parece semelhante aos vulcões terrestres. Outros vulcões têm formas incomuns, como as “cúpulas de panqueca” ilustradas na Figura\(\PageIndex{3}\).
Todo o vulcanismo é o resultado da erupção de lava na superfície do planeta. Mas a lava quente que sobe do interior de um planeta nem sempre chega à superfície. Tanto na Terra quanto em Vênus, essa lava ressurgente pode se acumular para produzir protuberâncias na crosta. Muitas das cadeias montanhosas de granito da Terra, como a Sierra Nevada, na Califórnia, envolvem esse vulcanismo subterrâneo. Essas protuberâncias são comuns em Vênus, onde produzem grandes características circulares ou ovais chamadas coronas (singular: coroa) (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Atividade tectônica
As correntes de convecção do material derretido no manto de Vênus empurram e esticam a crosta. Essas forças são chamadas de tectônicas, e as características geológicas que resultam dessas forças são chamadas de características tectônicas. Nas planícies de Vênus, as forças tectônicas quebraram a superfície da lava para criar padrões notáveis de cumes e rachaduras (Figura\(\PageIndex{5}\)). Em alguns lugares, a crosta até se separou para gerar vales de fenda. As características circulares associadas às coroas são cristas e rachaduras tectônicas, e a maioria das montanhas de Vênus também deve sua existência às forças tectônicas.
O continente Ishtar, que tem as maiores elevações de Vênus, é o produto mais dramático dessas forças tectônicas. Ishtar e suas altas montanhas Maxwell lembram o planalto tibetano e as montanhas do Himalaia na Terra. Ambos são o produto da compressão da crosta e são mantidos pelas forças contínuas de convecção do manto.
Na superfície de Vênus
As bem-sucedidas sondas Venera da década de 1970 se encontraram em um planeta extraordinariamente inóspito, com uma pressão superficial de 90 bar e uma temperatura quente o suficiente para derreter chumbo e zinco. Apesar dessas condições desagradáveis, a espaçonave conseguiu fotografar seus arredores e coletar amostras de superfície para análise química antes que seus instrumentos se esgotassem. A luz solar difusa que atingiu a superfície era tingida de vermelho pelas nuvens, e o nível de iluminação era equivalente a uma forte nublada na Terra.
As sondas descobriram que a rocha nas áreas de pouso é ígnea, principalmente basaltos. Exemplos das fotografias de Venera são mostrados na Figura. Cada imagem mostra uma paisagem plana e desolada com uma variedade de rochas, algumas das quais podem ser ejetadas por impactos. Outras áreas mostram fluxos de lava planos e em camadas. Não houve mais desembarques em Vênus desde a década de 1970.
Conceitos principais e resumo
Vênus foi mapeada por radar, especialmente com a espaçonave Magellan. Sua crosta consiste em 75% de planícies de lava de planície, inúmeras características vulcânicas e muitas coroas grandes, que são a expressão do vulcanismo subterrâneo. O planeta foi modificado pela ampla tectônica impulsionada pela convecção do manto, formando padrões complexos de cordilheiras e rachaduras e construindo regiões continentais elevadas, como Ishtar. A superfície é extraordinariamente inóspita, com pressão de 90 bar e temperatura de 730 K, mas várias sondas Venera russas a investigaram com sucesso.
Glossário
- tectônico
- características geológicas que resultam de tensões e pressões na crosta de um planeta; forças tectônicas podem levar a terremotos e movimento da crosta