Dűnemező

Eddig nagyon kevés dűnemezőre utaló formát találtak a Vénuszon, bár a Vénusz jóval szárazabb, mint a Föld, a Mars vagy a Titan, ahol nem ritkák a dűnék.

Mindössze két olyan hely van a Vénuszon, ahol a radarképeken látható mintázat alapján dűnemező jelenlétére következtethetünk (ezeket a képek mutatják be). A 100 méteres felbontás mellett éppcsak kivehető csíkozottságból következtetnek arra, hogy hosszanti (lineáris) dűnék találhatóak ezeken a helyeken. Ám az adatok alapján a dűnék lejtésszöge kisebb, mint ami egy aktívan vándorló szélárnyékos oldalon lenne. Ebből következően ezek a dűnék valószínűleg nem aktívak (ha dűnék egyáltalán) (Greeley és mtsai 1997).

A két dűnemező összesen 18 ezer km² területen fedi a Vénuszt. Ez alig 0,004%-a a felszínnek. Ezzel szemben a Földön szélfútta homokformák borítják a felszín 1,5%-át, a Marson arányuk 0,7%, a Titanon 17%.

Miért ilyen kevés helyen találtak dűnéket? Sokféle ötlet született. Az egyik szerint nem elég erős a szél, kivéve a becsapódási eseményekkor létrejövő lökéshullámot (Schultz 1992). A másik fő érv szerint a Vénusz felszínén nincs elég lehetőség homok keletkezésére, mert a mállás nagyon lassú és gyenge, és ha létre is jönnének homokszemcsék, a magas hőmérsékleten gyorsan lezajlik a kőzetté válás folyamata (pl. összeolvadással).

A második képen bemutatott dűnemező anyagát úgy tűnik, hogy az Aglaonice kráterből kiinduló komplex (áradásos) csatorna szolgáltatja (Greeley és mtsai 1995).

Ezek mellett azonban a szélcsíkok mégis gyakoriak a felszínen (Greeley et al. 1997).

Kreslavsky és Bondarenko (2017) szerint egyik kifogás sem áll. Van elég szél és van elég homok a dűnék létrejöttéhez. Szerintük inkább az adataink felbontása nem megfelelő és a Vénusz felszínének nagy részét gyenge anizotrópia jellemzi, vagyis a homok szinte általánosan elterjedt.

A dűnemezőket a latin Unda (hullám) köznévi taggal nevezik el.