Ovda Regio es una meseta de la corteza venusiana ubicada cerca del ecuador en la región montañosa occidental de Aphrodite Terra que se extiende desde 10°N a 15°S y 50°E a 110°E. Conocida como la meseta de la corteza más grande de Venus , la regio cubre un área de aproximadamente 15.000.000 kilómetros cuadrados (5.800.000 millas cuadradas) [1] y está delimitada por llanuras regionales al norte, Salus Tessera al oeste, Thetis Regio al este y Kuanja así como Ix Chel chasmata al sur. [2] La meseta de la corteza sirve como un lugar para albergar los terrenos de tesela localizados en el planeta, que constituyen aproximadamente el 8% de la superficie de Venus. [2] [3] La evolución cinemática de las mesetas de la corteza en Venus ha sido un tema de debate en la comunidad científica planetaria. Se espera que la comprensión de su compleja evolución contribuya a un mejor conocimiento de la historia geodinámica de Venus. Su nombre se debe a un espíritu del bosque de Marijian que puede aparecer tanto como hombre como como mujer. [4] [5]
Se han llevado a cabo investigaciones exhaustivas para describir la geología estructural de la región de Ovda. Se han analizado imágenes de radar de apertura sintética (SAR) de la misión Magellan de la NASA para reconocer la distribución de sus características estructurales. Luego se cartografió la distribución para encontrar su relación temporal y espacial para obtener información sobre los mecanismos de deformación y formación de la región. [2] El desafío en este proceso es encontrar las relaciones temporales y espaciales ideales, que desempeñan un papel destacado en la comprensión de los procesos tectónicos. En términos de configuración estructural, la región se caracteriza principalmente por cintas, pliegues y un complejo de fosas tectónicas .
Los pliegues y una estratificación compositiva distintiva caracterizan generalmente la parte occidental de Ovda Regio. La estratificación compositiva significa que las capas estructurales difieren entre sí en términos de sus composiciones químicas. [6] En particular, las capas se diferencian en función de su tono y reconocimiento de textura a partir de imágenes SAR. Los pliegues observados en esta parte de la región son concéntricos, asociados con hundimientos y comparten un eje común que tiende en dirección este-oeste. [7] Otra característica que se observa en esta parte son las estructuras en forma de cinta. Las cintas se pueden describir como estructuras empinadas con una depresión larga de aproximadamente 1 a 3 km de ancho y profundidades poco profundas de menos de 500 m. [8] [9] En contraste con las estructuras de pliegues, las cintas en la parte occidental están distribuidas aleatoriamente. [7]
La zona central de Ovda se distingue por sus crestas que presentan orientaciones este-oeste similares a las de la zona occidental de Ovda. Estas crestas son comunes en el margen norte y a menudo comparten un eje común con las estructuras plegadas. Otras características estructurales observadas en esta parte de Ovda son la formación de pilas imbricadas y dúplex en el margen sur. [7] Se realizó un análisis más detallado en esta parte que indica que la zona central de Ovda alberga un régimen tectónico de desgarre donde la deformación está acompañada por tres estructuras diferentes: pliegues, fallas normales y fallas de desgarre. [10]
En la parte oriental de Ovda, el entorno estructural está definido principalmente por amplios pliegues y estructuras en forma de cinta. Se observa que los amplios pliegues tienen amplitudes de hasta 25 km y varios cientos de km de longitud, mientras que las estructuras en forma de cinta generalmente tienen un patrón radial. Algunas de las estructuras en forma de cinta en esta parte de Ovda son bastante difíciles de interpretar debido a la resolución limitada de las imágenes SAR. También hay un buen número de fosas tectónicas en esta parte, aunque estas no son muy distinguibles y se limitan a las crestas de los pliegues. [8]
En la comunidad científica planetaria se están discutiendo continuamente algunas ideas sobre la evolución tectónica de Ovda Regio:
A nivel regional, existen dos fases separadas de evolución tectónica. Inicialmente, la región se encontraba en un estado estable en el que no había tensiones que actuaran sobre las mesetas de la corteza. A este estado le siguió una primera fase en la que las tensiones de compresión orientadas de norte a sur actuaron sobre la región y produjeron un patrón de plegamiento de este a oeste. Este patrón proporciona el marco estructural primario en la región de Ovda. Luego, tuvo lugar la segunda fase en la que las tensiones de compresión se intensificaron y desarrollaron importantes megazonas de cizallamiento . [7]
En general, existen dos fases diferentes de evolución estructural que describen los márgenes de la meseta cortical de la Regio. La fase inicial precedió a la primera fase y la última fase concluyó la segunda fase. La fase inicial fue cuando se colocó todo el material, que luego construiría el terreno de teselas. Durante la primera fase, las fallas inversas y los cinturones plegados comenzaron a desarrollarse paralelos a los márgenes. Al comienzo de la primera fase, estas fallas y pliegues hicieron un impacto en el terreno de teselas, pero más tarde hicieron un impacto en las llanuras volcánicas intratesseras. En la segunda fase, todas las fallas inversas y los cinturones plegados experimentaron una extensión perpendicular. Además, la última fase ocurrió cuando los eventos extensionales llevaron continuamente las estructuras deformadas de la meseta y afectaron las unidades volcánicas. [11]
Se han debatido varios modelos para explicar la formación de la meseta cortical en Venus, particularmente en Ovda Regio:
Este modelo describe que el flujo descendente del manto ayudó al desarrollo del engrosamiento de la corteza y al acortamiento de la corteza dúctil debido a la compresión y acreción de la litosfera delgada . Sin embargo, este modelo necesita una gran cantidad de tiempo de engrosamiento de la corteza (1-4 mil millones de años). [12] [13] También existen algunas limitaciones para este modelo. La primera es que este modelo no proporciona una explicación para las estructuras contractivas y la segunda es que el momento de las estructuras extensionales no se correlaciona bien con las relaciones transversales conocidas. [11]
Este segundo modelo describe el afloramiento de un flujo del manto (pluma) que da cabida a la formación de un engrosamiento de la corteza por la subcapa magmática y las actividades volcánicas asociadas con la delgada litosfera. [11] [14] Los científicos planetarios que apoyan este modelo identifican dos categorías de estructuras extensionales: fosas tectónicas largas y estrechas, denominadas cintas, y fosas tectónicas más espaciadas. La secuencia de formación de estas estructuras todavía es discutible. Algunos científicos creen que las cintas se formaron primero, seguidas más tarde por las fosas tectónicas más espaciadas. Pero hay otros científicos que creen en la secuencia inversa. [2] [11]
Según el modelo de impacto, las mesetas de la corteza se formaron por estanques de lava a partir del derretimiento del manto debido a los impactos de meteoritos en la delgada litosfera del planeta. Según este modelo, las mesetas de la corteza se elevarían por isostasia porque el manto debajo de los estanques de lava está agotado con fundidos residuales en comparación con el manto vecino no agotado. [11] [15] Sin embargo, hay algunos problemas que acompañan a este modelo. El primer problema es que los científicos no están seguros de que los impactos de meteoritos tengan la capacidad de derretir una parte significativa de la litosfera del planeta y generar suficiente magma que causaría isostasia. [16] El segundo problema es que los grandes pliegues del planeta necesitan una gran cantidad de tensiones para pasar la delgada capa frágil, pero el magma subyacente no es capaz de transferir suficientes tensiones a través de la capa.