Monte Maat

Monte Maat
lat.  maat mons

Imagen generada por computadora del monte Maat. La escala vertical es 22,5 veces mayor que la escala horizontal.
Características
forma de volcánvolcán en escudo 
Diámetro del cráter28 000 × 31 000 m
Punto mas alto
Altitud8330 [1]  metro
Ubicación
0°30′ s. sh. 165°24′ O  / 0.5 ° N sh. 165,4°O d. / 0.5; -165.4
Cuerpo celestialVenus 
punto rojoMonte Maat
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El monte Maat [2] ( lat.  Maat Mons ) es el volcán venusino más alto y la segunda elevación más alta del planeta. El nombre de la antigua diosa egipcia de la verdad y la justicia, Maat . Ubicada en la región de Atla en la vecindad del Monte Uzzy y el Monte Ongwuti ; coordenadas del centro — 0°30′ s. sh. 194°36′ E  / 0.5 ° N sh. 194.6° E [ 3]  / 0.5; 194.6

Descripción

El monte Maat se eleva casi 5 km por encima del área circundante [4] y 8,8 km [5] (según otras fuentes, 8,3 km [6] [7] ) por encima del nivel medio de la superficie de Venus. Esto lo convierte en la segunda colina más alta de Venus después de las Montañas Maxwell (que la superan en más de un kilómetro) [8] y el volcán más alto del planeta. La presión atmosférica en la cima del monte Maat es un 40 % más baja que en el nivel medio de la superficie y es de 55 bar [6] .

El monte Maat es un volcán en escudo de cientos de kilómetros de diámetro con pendientes muy suaves (en promedio 1,25°) [6] . Estas laderas están cubiertas por flujos de lava solidificada de hasta 400 km de largo [6] . En la cima de la montaña hay una caldera que mide 28×31 km, dentro de la cual hay al menos cinco cráteres con un diámetro de 5 a 10 km. Una serie de cráteres pequeños (de 3 a 5 km) continúa a lo largo de la ladera sureste del volcán durante unos 40 km. Probablemente, esto no sea el resultado de una erupción, sino de un colapso: en las imágenes de radar del aparato de Magallanes con una resolución de 75 m/píxel , no se ven elevaciones alrededor de estos cráteres [1] .

La mayoría de las montañas de Venus en las imágenes de radar se ven más brillantes que el entorno (lo que se explica principalmente por la formación de algunas sustancias bien conductoras a bajas temperaturas) [9] . El monte Maat es la excepción más notable a esta regla: es bastante oscuro en comparación con otras montañas de la misma o incluso menor altura. Es posible que una capa de sustancias radiobrillantes se inundara recientemente con lava, se cubriera con cenizas o no se pudiera formar debido a la composición química de la superficie [10] .

La anomalía gravitacional más grande de Venus está asociada con el Monte Maat y el vecino Monte Uzza : la aceleración gravitatoria allí aumenta en 0,27 Gal . La altura del geoide de Venus también alcanza un máximo allí [11] .

Actividad volcánica

No se ha registrado actividad moderna en el Monte Maat, pero hay una serie de signos de que entró en erupción hace relativamente poco tiempo. Se trata de la ausencia de cráteres de impacto en sus laderas , una altura excepcionalmente alta (lo que puede significar la presencia de una pluma de manto sosteniéndola ) y la ausencia de cobertura de radio-brillante, inusual para las montañas de Venus (quizás no ha tenido tiempo de desde la última erupción). Se desconoce el tiempo que tarda en aparecer dicho recubrimiento; según una serie de suposiciones, se mide en decenas o cientos de millones de años [6] .

En las laderas de la montaña, no solo se ven flujos de lava (con límites nítidos y brillo promedio en las imágenes de radar): hay un gran flujo oscuro con límites borrosos en la ladera norte. Se interpreta como depósitos dejados por un flujo piroclástico durante la erupción pliniana de la montaña [6] .

Se supone que fue la erupción del Monte Maat la que provocó las fuertes fluctuaciones en la concentración de dióxido de azufre y metano en la atmósfera baja y media de Venus , detectadas por las sondas Pioneer-Venus-1 y Pioneer-Venus-2 en la década de 1980 [6] .

Véase también

Notas

  1. ↑ 1 2 Mouginis-Mark PJ Morphology of Venus Calderas: Sif and Maat Montes  // Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, celebrada en Houston, TX, del 14 al 18 de marzo de 1994. - 1994. - p. 949 . - .
  2. ↑ Burba GA Venus. Transcripción rusa de nombres . Laboratorio de Planetología Comparada GEOKHI (Mayo 2005). Consultado el 14 de julio de 2013. Archivado desde el original el 18 de febrero de 2010.
  3. ↑ Maat Mons  . Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Grupo de trabajo de la Unión Astronómica Internacional (IAU) para la nomenclatura del sistema planetario (WGPSN) (1 de octubre de 2006). Consultado el 4 de julio de 2013. Archivado desde el original el 6 de julio de 2013.
  4. ↑ PIA00106: Venus - Vista en perspectiva 3D de Maat Mons . Fotoperiodismo planetario . Jet Propulsion Lab (1 de agosto de 1996). Consultado el 4 de julio de 2013. Archivado desde el original el 6 de julio de 2013.
  5. ↑ Lazarev E. N. Mapa en relieve de Venus . Instituto Astronómico del Estado. P. K. Sternberg (2012). - (lectura de altura desde el nivel de 6051,8 km). Consultado el 28 de octubre de 2013. Archivado desde el original el 28 de octubre de 2013.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Robinson CA, Thornhill GD, Parfitt EA Actividad volcánica a gran escala en Maat Mons: ¿Puede esto explicar las fluctuaciones en la química atmosférica observadas por Pioneer Venus? (Inglés)  // Revista de Investigación Geofísica : diario. - 1995. - vol. 100 , núm. E6 . - Pág. 11755-11763 . -doi : 10.1029/ 95JE00147 . - .
  7. ↑ Recalculado a partir de una esfera condicional con un radio de 6051,0 km a 6051,8 km (el valor actual del radio promedio de Venus)
  8. ↑ Kaula WM, Bindschadler DL, Grimm RE, Smrekar SE, Roberts KM Estilos de deformación en Ishtar Terra y sus implicaciones  //  Revista de investigación geofísica : diario. - 1992. - vol. 97 , núm. E10 . - Pág. 16085-16120 . -doi : 10.1029/ 92JE01643 . - .
  9. ↑ Treiman AH Geoquímica de la superficie de Venus: limitaciones actuales como oportunidades futuras // Exploración de Venus como planeta terrestre / LW Esposito, ER Stofan y TE Cravens. — John Wiley & Sons, 2007. — P. 7–22. — 225p. — ISBN 9781118666227 . -doi : 10.1029/ 176GM03 .
  10. ↑ Campbell BA, Arvidson RE, Shepard MK, Brackett RA Detección remota de procesos superficiales // Venus II: geología, geofísica, atmósfera y entorno de viento solar / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. - Prensa de la Universidad de Arizona, 1997. - P. 518-522. — 1362 pág. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  11. ↑ Wieczorek MA La gravedad y la topografía de los planetas terrestres // Tratado sobre geofísica / Editor del volumen T. Spohn, editor en jefe Gerald Schubert. - Elsevier, 2007. - Vol. 10. Planetas y Lunas. — págs. 165–206. — 656 pág. - ISBN 978-0-444-53465-1 . -doi : 10.1016 / B978-044452748-6/00156-5 .

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