Tawhaki Vallis

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Tawhaki
Tawhaki Vallis.png
Imaxe de Tawhaki Vallis tomada pola sonda Galileo en novembro do ano 1999. O val corre de norte a sur pola marxe dereita da imaxe. O norte está arriba e a luz do sol ilumina o terreo dende a esquerda.
Tipo de accidente xeolóxico Vallis
Accidente xeolóxico de Ío
Lonxitude 190 km[1]
Anchura 0,5-6 km[2]
Profundidade 40-65 mts[2]
Coordenadas 0,5° N 72,8° O[1]
Procedencia do nome Deus maorí do lóstrego.[1]

Tawhaki Vallis é un val pouco profundo na superficie da lúa de Xúpiter, Ío. Está situado no hemisferio de vangarda da lúa, nas planicies ecuatoriais da parte occidental de Media Regio, nas coordenadas 0,5° N 72,8° O. O val ten uns 190 kms de longo, entre 0,5 e 6 kms de ancho, e de 40 a 60 mts de profundidade.[2] Debido á pouca profundidade, o escaso brillo e variacións de cor asociadas ó val, Tawhaki Vallis foi só visto unha vez, nunha imaxe de gran resolución espacial, feita pola sonda Galileo durante o encontro con Ío do 26 de novembro de 1999. A parte final do val tanto no norte coma no sur aparecen cortados na imaxe, no norte a causa é a fin da imaxe e no sur a causa do terminador solar, polo cal Tawhaki podería ser máis longo do que se estimou. O val recibiu o seu nome oficial, Tawhaki Vallis, no ano 2006, varios anos despois de que a Unión Astronómica Internacional lle dera nome a un patera próximo, chamado Tawhaki Patera, recibiría pois este nome pola proximidade a este patera; Tāwhaki é o deus do lóstrego na mitoloxía maorí.[1]

A análise da topografía de Tawhaki Vallis amosa que é coma unha canle de lava, erosionando a planicie de Media Regio a través da erosión termal.[2] A canle ten forma de trenza, con illas polo medio da canle. Os cambios de anchura da canle veñen dados polos diferencias na topografía ou nas propiedades do substrato que forman as chairas. Xa que o chan da canle é máis baixo cás chairas que rodean a canle, a lava no pasado puído fluír a través da canle, escavando a mesma a través da erosión termal, de xeito máis nítido do que o faría a lava nun estado pouco fluído ou lava fría. A teoría indica que Tawhaki Vallis é máis unha canle de lava cun fluxo (da mesma), isto corroborase coa ausencia de diques a ambas ribeiras da canle.[2] Isto requiriría que a lava que fluíu a través da canle tivo que ser parcialmente refrixerada ó longo dos case 200 kms de canle. Pero que o chan da canle sexa plano e a ausencia cadeas de fuchancos ou pequenos cráteres poderían levar á posibilidade de que Tawhaki Vallis é un tubo de lava colapsado, coma o Hadley Rille na Lúa.[2] Dependendo da composición da lava e do substrato, Tawhaki Vallis puído formarse nun espacio de tempo de 400-600 días (para lava ultramáfica fluíndo sobre planicies ultramáficas), 10-60 días (para lavas sulfurosas sobre chairas sulfurosas), ou algunhas horas a días cando a lava a altas temperaturas flúe sobre un substrato cun punto de fusión moito máis baixo, coma lava ultramáfica correndo sobre planicies compostas principalmente por sulfuros.[2] Considerando que se precisa mante-la lava líquida tempo de abondo para que recorra estas grandes distancias e tendo en conta a duración típica dunha erupción que puidese xerar unha canle coma esta, a última posibilidade (lava a altas temperaturas fluíndo sobre un substrato cun punto de fusión moito máis baixo) é considerada a hipótese máis probable.[2]

Foron observadas canles coma Tawhaki Vallis preto de Zamama e Emakong Patera.[3] Estas canles están claramente asociadas cos seus respectivos volcáns, pero baseándose nas imaxes dispoñibles, non se pode afirmar que unha erupción en Tawhaki Patera foi a responsable da formación de Tawhaki Vallis.[2]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 "Planetary Names: Vallis, valles: Tawhaki Vallis on Io". USGS : Gazetteer of Planetary Nomenclature. http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/5887?__fsk=256640081. Consultado o 23-08-2010.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 2,7 2,8 Schenk, P. M.; D. A. Williams (2004). "A potential thermal erosion channel on Io". Geophysical Research Letters 31: L23702. DOI:10.1029/2004GL021378.
  3. Keszthelyi, L.; e o seu equipo. (2001). "Imaging of volcanic activity on Jupiter's moon Io by Galileo during the Galileo Europa Mission and the Galileo Millennium Mission". J. Geophys. Res. 106: 33025–33052. DOI:10.1029/2000JE001383.

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Outros artigos[editar | editar a fonte]