Geología de Venus

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Geología de Venus  : una rama de la ciencia planetaria y la geología planetaria , dedicada a la estructura geológica de Venus . Dado que la superficie de este planeta está cubierta por una capa continua de nubes y es inaccesible a las observaciones en el rango óptico , el conocimiento moderno de las estructuras geológicas en la superficie, la idea de su origen, evolución y la estructura subsuperficial correspondiente de la corteza se basa en imágenes de radar . Sobre la base de las medidas de altimetría y apertura de los AMS soviéticos Venera -15 y Venera-16 en 1984, se obtuvo una idea general de la geomorfología del planeta; la cantidad más completa de datos de superficie se obtuvo utilizando el Magellan AMS de la NASA , que funcionó en órbita desde agosto de 1990 hasta septiembre de 1994 y cartografió el 98% de la superficie de Venus con su radar (22% de ellos en imágenes tridimensionales ).

La superficie de Venus contiene signos de volcanismo de basalto activo anterior con escudo y volcanes compuestos similares a los de la Tierra, pero cuya formación fue influenciada por una atmósfera densa y masiva y una temperatura cercana a la superficie de aproximadamente 475 °C . En comparación con la Luna , Marte o Mercurio , prácticamente no hay pequeños cráteres de impacto en la superficie de Venus , debido a la acción protectora de la densa y espesa atmósfera. También hay menos cráteres medianos y grandes que en la Luna y Mercurio, lo que se explica por la juventud de la superficie. Entre los detalles inusuales del relieve se encuentran los siguientes:

La superficie también contiene flujos de lava solidificada , evidencia de erosión atmosférica y actividad sísmica .

Levantamientos de superficie antes de AMS "Magellan"

Venus se convirtió en el segundo cuerpo celeste después de la Luna , cuya superficie fue estudiada mediante el radar de la Tierra. Las primeras observaciones se realizaron en 1961 en el Observatorio Goldstone de la NASA . Durante varias conjunciones inferiores posteriores, Venus se observó en Goldstone y en el Observatorio de Arecibo , que en 1963 produjo los siguientes datos:

Según las observaciones de radar, el radio del planeta resultó ser unos 70 km más pequeño que según la óptica , lo que se explica por la presencia de una capa de nubes en Venus que es transparente a las ondas de radio . Además, las primeras observaciones de radar indicaron que la superficie de Venus tenía más roca y menos polvo que la superficie de la Luna . Ya en las primeras imágenes de radar se encontraron regiones brillantes, denominadas Alpha , Beta y Maxwell.

Entre 1970 y 1985 hubo una mejora significativa en las técnicas de radar, lo que permitió obtener imágenes de la superficie con una resolución de 1-2 km.

Con el comienzo de la era de los vuelos espaciales , Venus se convirtió en uno de los objetivos de la investigación utilizando vehículos de descenso . La ventana de lanzamiento para un vuelo al planeta ocurre cada 19 meses, y de 1962 a 1985, durante cada uno de estos intervalos de tiempo adecuados para el lanzamiento, se lanzaron al planeta estaciones interplanetarias automáticas de investigación .

En 1962, Mariner 2 sobrevoló Venus, convirtiéndose en la primera nave espacial en visitar otro planeta. En 1965, Venera 3 se convirtió en la primera nave espacial en llegar a otro planeta. En 1967, Venera 4 se convirtió en la primera nave espacial en transmitir datos sobre las propiedades de la atmósfera de Venus. Ese mismo año, la Mariner 5 midió el campo magnético del planeta . En 1970, el Venera 7 se convirtió en el primer vehículo en realizar un aterrizaje completamente exitoso en la superficie. En 1974, el Mariner 10 sobrevoló el planeta en su camino hacia Mercurio , fotografiando las nubes en el ultravioleta , lo que permitió detectar vientos excepcionalmente fuertes a gran altura. En 1975, el satélite Venera 9 transmitió las primeras imágenes ópticas desde la superficie y realizó observaciones de rayos gamma de las rocas circundantes . Venera 10 repitió estas observaciones en un sitio de aterrizaje diferente el mismo año . En 1978, Pioneer Venera 1 entró en órbita alrededor del planeta y realizó mediciones altimétricas y gravimétricas , mapeando la superficie desde 63°S. hasta 78° N En el mismo año, Pioneer Venera-2 refinó los datos sobre las propiedades de la atmósfera, incluida la medición de las proporciones de los isótopos argón -36 y argón - 38 (uno de los módulos de aterrizaje de la estación trabajó en la superficie durante aproximadamente una hora). En 1982, Venera - 13 transmitió las primeras imágenes en color desde la superficie de Venus (también se realizó un análisis de rayos X de muestras de suelo: el módulo de aterrizaje trabajó en la superficie durante 127 minutos ). En el mismo año, el módulo de aterrizaje Venera 14 midió la actividad sísmica y encontró señales de su presencia.

En 1983, los satélites Venera-15 y Venera-16 obtuvieron imágenes de radar más detalladas de la superficie y, utilizando un altímetro instalado , midieron una parte importante del hemisferio norte del planeta. Estas estaciones fueron las primeras en utilizar un radar de apertura sintética para estudiar Venus y obtuvieron imágenes de la superficie con una resolución de 1 a 2 km. Las mediciones de altimetría, que fueron cuatro veces más precisas que las de la nave espacial Pioneer Venus, proporcionaron datos sobre la textura de la superficie y la topografía que no se podían obtener escaneando desde la Tierra en ese momento. Ambos dispositivos estaban en órbitas polares alargadas , registrando mediciones en 16 minutos desde el polo hasta los 30 grados de latitud norte . , el tiempo restante en órbita con un período de 24 horas se utilizó para transmitir los 8 MB de datos recibidos a la Tierra. Durante el funcionamiento de los dispositivos (del 11 de noviembre de 1983 al 10 de julio de 1984), la propia rotación del planeta de 1,48°/ día permitió escanear toda la región polar norte. Los datos recibidos fueron procesados ​​en el Instituto de Radio Ingeniería y Electrónica , lo que permitió obtener una idea general de la geomorfología del planeta. Muchos accidentes geográficos que antes se pensaba que eran el resultado de impactos de asteroides se han identificado como estructuras volcánicas inusuales . Uno de los resultados del trabajo de Venera-15 y Venera-16 AMS fue el descubrimiento de nuevos detalles de relieve, para los nombres de los cuales los términos genéricos " corona " (estructuras de anillos que varían en tamaño de 150 a 600 km) [1 ] y " tessera " (estructuras de crestas y valles alternados, que se asemejan al parquet en las imágenes) [2] . Se descubrieron estructuras de anillos rodeadas por crestas radiales. Fueron llamados aracnoides porque se parecen a las arañas en apariencia. No se ha encontrado evidencia de tectónica de placas. Esto fue confirmado más tarde por los datos recopilados por AMS Magellan . Un pequeño número de cráteres de impacto permitió establecer que la superficie moderna del planeta se formó hace relativamente poco tiempo.

En 1985, en el marco del programa soviético " Vega ", se suponía que dos módulos de aterrizaje del AMS " Vega-1 " y " Vega-2 " trabajarían en la superficie del planeta. El primer módulo no pudo completar el programa de investigación en la superficie debido a su activación prematura involuntaria, y el módulo de aterrizaje Vega-2 trabajó en la superficie durante 56 minutos.

Programa de investigación AMS Magellan

AMS fue lanzado desde un transbordador como parte del vuelo STS-30 de Atlantis el 4 de mayo de 1989 y entró en órbita alrededor de Venus el 10 de agosto de 1990 . El trabajo activo del dispositivo cerca del planeta duró más de cuatro años, lo que permitió, utilizando el radar de apertura del AMS, completar tres ciclos del programa de observación de la mayor parte de la superficie. Dado que las observaciones durante cada ciclo se realizaron en diferentes ángulos, se obtuvieron imágenes de una parte de la superficie desde diferentes ángulos, lo que permite la construcción de imágenes tridimensionales ( estereográficas ) para ellos.

El programa de exploración comenzó el 16 de agosto de 1990 y finalizó el 11 de octubre de 1994. Durante el día, el AMS realizó 7,3 revoluciones alrededor del planeta, tomando una imagen de 17 a 28 km de ancho y 70 000 km de largo, lo que permitió fotografiar 98 % de la superficie del planeta al final de la obra, el 22 % de ellos son desde diferentes ángulos.

El tamaño de los representantes más grandes de los accidentes geográficos de
Venus (en km) [3] [4]

Topografía

La superficie de Venus tiene una diferencia de elevación relativamente pequeña. Según el Pioneer-Venus AMS , se encontró que la diferencia de altura entre los puntos más altos y más bajos del planeta es de unos 13 km, mientras que para la Tierra este valor es de unos 20 km. Según los datos obtenidos por estos AMS, alrededor del 51% de la superficie de Venus se encuentra en el rango de altitud de ±500 m del radio medio del planeta (6052 km). Sólo el 2% de la superficie se desvía de esta media en más de 2 km. El altímetro del AMS Magellan confirmó la naturaleza generalmente plana de la superficie, mostrando que el 80% de la misma no se desvía más de un kilómetro del radio promedio del planeta. Las elevaciones más significativas son la meseta de Lakshmi con las montañas Maxwell de 11 km de altura, Akny7 km de altura y Freyatambién 7 km de altura. A pesar de la diferencia de elevación relativamente pequeña, los datos de altimetría revelan grandes llanuras inclinadas. Entonces, al suroeste de las montañas Maxwell, la pendiente de algunas áreas alcanza los 45 °. La pendiente del terreno también se registra en la región de las montañas Danu.y en la zona de Themis. Aproximadamente el 75% de la superficie es roca, no cubierta por rocas sedimentarias.

Tierras Altas

Se considera que las elevaciones son el 10% de la superficie con alturas de más de dos kilómetros por encima de la distancia media desde el centro de Venus. Las más significativas de ellas son las tierras de Afrodita , Ishtar y Lada ., así como las regiones de Beta , Phoebey Temis. Áreas Alfa , Campanay los Eistles son grupos de tierras altas menos importantes.

Llanuras

Las llanuras ocupan aproximadamente el 50% de la superficie y están ubicadas a altitudes de 0 a 2 km en relación con el radio promedio del planeta.

Tierras bajas

La parte restante de la superficie se denomina tierras bajas y se ubica principalmente por debajo de la altura tomada como cero. Los datos de radar indican que son, con precisión de centímetros, una superficie plana y llena de material que se llevó a cabo por procesos de erosión de las colinas.

Cráteres de impacto

Las observaciones terrestres con radar han hecho posible determinar algunas de las características topográficas asociadas con los cráteres de impacto .[ especificar ] . Las observaciones de los orbitadores AMS " Venera-15 " y " Venera-16 " permitieron identificar 150 cráteres y las observaciones de AMS Magellan  - 900.

En comparación con Mercurio , la Luna y cuerpos celestes no atmosféricos similares , Venus tiene muy pocos cráteres, en parte debido al efecto protector de la atmósfera. [5] No hay cráteres de menos de 2 km de diámetro en Venus, y hay relativamente pocos cráteres de hasta 30 km de diámetro. Los pequeños cráteres tienen una forma irregular y están ubicados en grupos, lo que indica la destrucción de los cuerpos celestes que caen en la densa atmósfera del planeta. [5] También hay menos cráteres grandes en Venus que en otros cuerpos relativamente grandes del sistema solar. Los grandes cráteres existentes no contienen rastros de actividad volcánica posterior, lo que indica que el evento que les dio origen ocurrió después del final de la fase de vulcanismo activo en el planeta. Según datos de radar, su superficie no fue alisada por ningún tipo de erosión y no se llenó de rocas sedimentarias traídas . La distribución aleatoria de cráteres en la superficie, sin áreas más densas, es evidencia de que la superficie de todo el planeta tiene la misma edad.

El pequeño número de cráteres en comparación con la Luna o Mercurio, por un lado, no nos permite estimar la edad de partes del paisaje de Venus y toda su superficie en base al recuento de cráteres, por otro lado, indica que se formó hace relativamente poco tiempo después de un evento que destruyó por completo las capas superiores de la vieja corteza del planeta o las ocultó por completo bajo nuevos depósitos. Así, Venus es el único planeta terrestre del Sistema Solar que ha experimentado un evento similar en su historia moderna.

Vulcanismo

La superficie moderna de Venus se formó principalmente por procesos volcánicos . De acuerdo con la naturaleza de la deposición de sedimentos volcánicos, se distingue entre "vulcanismo de tipo central" con un centro de actividad claramente definido y vulcanismo areal de tipo trampa . Dado que no se ha encontrado tectónica de placas en el planeta y, en consecuencia, no hay zonas de subducción , todos los volcanes de "tipo centralizado" en el planeta son, en el sentido estricto del término, volcanes en escudo . Los estratovolcanes son volcanes que se asemejan a estructuras similares en la Tierra en apariencia. Los flujos de lava más jóvenes tienden a aparecer como áreas más brillantes en las imágenes de radar debido a la menor erosión de su material en comparación con el paisaje circundante.

Aproximadamente el 80% de la superficie del planeta está ocupada por llanuras formadas por coladas de lava , entre las que se encuentran un centenar de grandes estratovolcanes , muchos volcanes más pequeños y estructuras denominadas coronas .. Estos últimos son grandes formaciones redondeadas con un diámetro de 100-300 km, que se elevan varios cientos de metros sobre el área circundante y se cree que se formaron como resultado de la solidificación del material ígneo después de que parte de la lava se esparciera por los alrededores. formando así una estructura similar a una corona . Hay muchos volcanes con un diámetro de menos de 20 km en la superficie (su número total se puede medir en cientos de miles). Algunos de ellos tienen una estructura plana, en capas y en forma de pastel y tienen hasta 15 km de diámetro. Se cree que tienen un origen similar a los volcanes en escudo terrestres . A menudo se agrupan alrededor de las coronas y se formaron por lava altamente viscosa que estalló en la densa atmósfera del planeta. A diferencia de los volcanes en escudo terrestres, cuya altura desde la base alcanza los 10 km, la altura de sus homólogos en Venus no supera los 1,5 km.

Otras estructuras volcánicas incluyen las llamadas " noticias ": redes radiales de formaciones de diques en el sitio de antiguos flujos de basalto y con una posible caldera en el centro; así como aracnoides  , estructuras ovales concéntricas rodeadas por una red de formaciones similares a las observadas en " nova ".

Flujos de lava y canales

Los flujos de lava en Venus son mucho más grandes que sus contrapartes terrestres modernas y alcanzan cientos de kilómetros de largo y decenas de kilómetros de ancho. La razón que condujo a la formación de campos de lava tan vastos en el pasado aún se desconoce, pero es como resultado de erupciones de lavas de basalto de baja viscosidad que se formaron amplias llanuras en el planeta. [6] Los campos de lava generalmente se asocian con centros de actividad o vulcanismo centralizado , pero también con volcanes de fisura, coronas y grupos de cúpulas , conos y canales volcánicos. Se descubrieron alrededor de 200 canales de lava y sistemas de valles sobre la base de datos de AMS Magellan , que se subdividen en simples, ramificados y estratocomplejos. Los canales simples son el único canal de lava largo sin ramales significativos de hasta 7000 km de largo ( Valle de Baltis), los canales de ramificación contienen muchas ramas que a menudo regresan al canal principal, los estratocomplejos están formados por varias erupciones y pueden combinar las características de los canales simples y ramificados. Las dimensiones de los tubos de lava individuales deberían alcanzar decenas de metros de ancho y varios cientos de kilómetros de largo. [7] La ​​propagación del material ígneo a distancias tan largas se debe a su alta temperatura, su baja viscosidad y la alta temperatura de la atmósfera, que ralentiza el proceso de solidificación de la lava.

Actividad tectónica

A pesar de que Venus carece de actividad tectónica como tal, hay muchas estructuras en la superficie del planeta que comúnmente se asocian con la tectónica de placas. Formaciones superficiales como fallas , volcanes , cadenas montañosas y llanuras de grietas en la Tierra se forman como resultado del movimiento de placas sobre la capa fundida del manto superior . En Venus, el vulcanismo activo ha formado cadenas de cadenas montañosas, llanuras de grietas y llanuras, cuyo relieve se formó como resultado de una serie de compresiones y expansiones durante mucho tiempo y recibió el nombre de tessera.

A diferencia de la Tierra, aquí las deformaciones están directamente relacionadas con las fuerzas dinámicas dentro del manto del planeta . Las mediciones gravimétricas indican que Venus no tiene astenosfera (una capa de viscosidad relativamente baja que promueve los movimientos horizontales de las placas). La ausencia de una astenosfera sugiere que las deformaciones de la superficie del planeta están directamente relacionadas con los movimientos de convección dentro del manto del planeta. Las deformaciones tectónicas en Venus ocurren en diferentes escalas, la más pequeña de las cuales encuentra su expresión en grietas o fallas lineales (en algunos lugares las fallas forman una red de líneas paralelas). Las extensas cadenas montañosas características de la Luna y Marte también se encuentran a menudo en la superficie de Venus. Los efectos del tectonismo extensivo se manifiestan en forma de fallas, en las que parte de la corteza de Venus se hunde en relación con el terreno circundante a un nivel más bajo, las grietas se propagan a través de las partes elevadas y bajas del paisaje. Las observaciones de radar muestran que estas fallas, de hasta varios cientos de kilómetros de ancho, se concentran en regiones ecuatoriales, en latitudes altas del sur , y están conectadas entre sí. La red de fallas así formada cubre el planeta, determinando la distribución de los volcanes en la superficie. Las grietas en Venus se formaron junto con el desarrollo de la litosfera y son grupos de depresiones de decenas a cientos de metros de ancho y hasta 1000 km de largo, que generalmente se asocian con grandes formaciones volcánicas en forma de cúpula, como Beta , Atlyy Aistla . Es muy probable que estas elevaciones sean el afloramiento de penachos magmáticos a la superficie, lo que provocó su ascenso, la formación de grietas y fallas y el vulcanismo.

Las montañas más altas del planeta, las montañas Maxwell (en el territorio de la tierra de Ishtar ), se formaron como resultado de deformaciones por compresión, estiramiento y movimiento lateral. Otro tipo de característica geográfica de Venus se encuentra en las tierras bajas e incluye " cinturones de crestas " que se elevan varios cientos de metros sobre la superficie y tienen varios cientos de metros de ancho y hasta mil kilómetros de largo. Las principales acumulaciones de estos cinturones se localizan en la región de las llanuras de Lavinia.cerca del Polo Sur y Atalanta — en la región norte.

Las teselas se encuentran principalmente en la tierra de Afrodita , la parte oriental de la tierra de Ishtar ( teselas de la Fortuna ).), en la región Alfa y la región Telúrica . Las teselas son áreas cubiertas por crestas y fosas que se cruzan . La formación de teselas está asociada con los primeros derrames de material basáltico, que formaron un área plana, que posteriormente fue deformada por procesos tectónicos [6] .

Estructura interna y campo magnético

Se cree que la corteza de Venus tiene 50 km de espesor y está compuesta de rocas de silicato . El manto del planeta se extiende aproximadamente a 3000 km de profundidad, su composición química, a fecha de 2011, no está determinada con exactitud. Dado que Venus es un planeta terrestre , se supone que tiene un núcleo de hierro y níquel con un radio de unos 3000 km.

Los datos obtenidos por los orbitadores Pioneer Venus muestran que el planeta no tiene un campo magnético significativo . Dado que la presencia de un conductor giratorio es necesaria para la aparición del efecto dínamo , su ausencia puede explicarse por la lenta rotación del planeta con un período sideral de 243,7 días . [8] Sin embargo, según las simulaciones, esta rotación lenta debería ser suficiente para la aparición de un efecto dínamo, y la ausencia de un campo magnético moderno solo puede explicarse por la ausencia de convección en el núcleo. [8] Dado que los procesos convectivos ocurren entre las capas líquidas de un cuerpo celeste en presencia de una diferencia de temperatura significativa entre ellas y en el caso de que la transferencia de calor por radiación no sea suficiente para volver a irradiar calor al espacio circundante, la ausencia de la convección puede significar que el núcleo libera calor en su estado actual limitado, o que el planeta no tiene un núcleo interno con una temperatura más alta.

La destrucción de la corteza en el pasado

Se cree que hace 300-500 millones de años, Venus sufrió un evento que condujo a una renovación completa de la corteza del planeta oa la superposición de sus capas superiores por el material del manto entrante. Una de las posibles explicaciones de este fenómeno es la hipótesis sobre la ciclicidad de tales eventos, como resultado de lo cual el exceso de calor acumulado en sus capas internas se libera durante mucho tiempo. En la Tierra , el proceso de transferencia de calor desde el centro a la superficie se realiza a través de la tectónica de placas , que no se ha encontrado en Venus. Así, según esta teoría, en su estado actual, el planeta está experimentando un calentamiento interno debido a la desintegración radiactiva de los elementos, lo que al cabo de un tiempo dará lugar a un nuevo período de vulcanismo basáltico global, que cubrirá casi por completo la superficie de Venus. con nuevo material magmático. [9] Una confirmación indirecta de esta teoría es que, a pesar de los parámetros cercanos a la Tierra del planeta, está prácticamente desprovisto de un campo magnético , así como un valor excepcionalmente alto de la proporción de deuterio a hidrógeno -1 en la atmósfera. El primero puede explicarse por la falta de transferencia de calor desde el núcleo de Venus, el segundo puede indicar que en el pasado reciente, su atmósfera contenía mucha más agua.

Procesos modernos en la superficie

Dado que el agua no puede existir en estado líquido en la superficie, y su cantidad en la atmósfera es insignificante, los procesos de erosión en la superficie solo pueden ser causados ​​por flujos de lava durante las erupciones, interacción de la superficie con la atmósfera, eyecciones de material de la superficie. durante la caída de grandes meteoritos y durante erupciones explosivas. En los dos últimos casos, la materia expulsada -cuando penetra en las capas superiores de la atmósfera con fuertes vientos- es arrastrada en dirección oeste y cae a la superficie, formando una zona de precipitación parabólica. Los procesos de erosión atmosférica se subdividen en erosión eólica, que, con vientos leves a baja altura, se debe a una alta densidad de gases en la superficie, y erosión química, que se debe a la presencia de compuestos químicos agresivos en la atmósfera que reaccionan con la superficie. rocas, lo que conduce a su destrucción gradual. Dado que la tasa de estos procesos es baja y la superficie es bastante joven, la mayor parte no está cubierta por rocas sedimentarias. La acumulación de tales rocas se observa solo en áreas asociadas con grandes impactos de meteoritos en el pasado. En áreas de precipitación similar, se han encontrado campos de dunas , yardangs y rocas sedimentarias que se han organizado en patrones lineales por el posterior forzamiento del viento. Se descubrieron más de 60 de estas zonas de precipitación parabólica en base a los datos de Magellan AMS , que, junto con la participación de otros procesos erosivos, forman las características más nuevas del paisaje.

Véase también

Notas

  1. ↑ ON Rzhiga, AI Sidorenko. Misteriosos paisajes de Venus // Tierra y Universo . - M. : Nauka , 1990. - Nº 2 . - S. 91 .
  2. ↑ ON Rzhiga, AI Sidorenko. Misteriosos paisajes de Venus // Tierra y Universo . - M. : Nauka , 1989. - Nº 6 . - S. 45 .
  3. ↑ Mapa en relieve de Venus . Consultado el 29 de mayo de 2012. Archivado desde el original el 8 de marzo de 2012.
  4. ↑ Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria Archivado el 21 de septiembre de 2020 en Wayback Machine . 
  5. ↑ 1 2 Bougher , SO; Hunten, DM; Philips, RJ; William B. McKinnon, Kevin J. Zahnle, Boris A. Ivanov, HJ Melosh. Venus II - Geología, Geofísica , Atmósfera y Ambiente de Viento Solar  . — Tucson: Prensa de la Universidad de Arizona  , 1997. - Pág. 969. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  6. ↑ 1 2 Basilevsky, AT; J. W. Jefe III.  La superficie de Venus  // Informes sobre el progreso de la física : diario. - 2003. - vol. 66 , núm. 10 _ - Pág. 1699-1734 . -doi : 10.1088 / 0034-4885/66/10/R04 . - . Archivado desde el original el 27 de marzo de 2006. Copia archivada (enlace no disponible) . Fecha de acceso: 24 de octubre de 2011. Archivado desde el original el 27 de marzo de 2006. 
  7. ↑ Dr. Graeme Melville (Astrónomos de la Universidad de Wollongong, Australia) y Prof. bill zealey
  8. ↑ 1 2 Stevenson, DJ, (2003) . " Campos magnéticos planetarios ", Earth and Planetary Science Letters , 208, 1-11 
  9. ↑ Es decir, para 2011 no se sabe con certeza si se requiere una colisión con otro gran cuerpo celeste para iniciar un nuevo período de vulcanismo basáltico global (un nuevo ciclo de renovación de la corteza del planeta).

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