Особенности поверхности Венеры

Глобальная радиолокационная карта поверхности Венеры

На поверхности Венеры преобладают геологические особенности, в том числе вулканы, большие ударные кратеры, а также эоловые эрозионные и седиментационные формы рельефа. Топография Венеры отражает ее единую прочную плиту земной коры с унимодальным распределением высот (более 90% поверхности находится на высоте от -1,0 до 2,5 км). что сохраняет геологические структуры в течение длительного периода времени. Исследования поверхности Венеры основаны на данных визуализации, радиолокации и альтиметрии , собранных с нескольких исследовательских космических зондов , в частности Магеллана , с 1961 года (см. «Исследование Венеры »). Несмотря на сходство с Землей по размеру, массе, плотности и, возможно, составу, Венера имеет уникальную геологию, непохожую на земную. Хотя поверхность Венеры намного старше земной, она относительно молода по сравнению с другими планетами земной группы (возраст <500 миллионов лет), возможно, из-за события глобального масштаба, вспыхнувшего на поверхности, которое похоронило большую часть предыдущих находок горных пород. Считается, что Венера имеет примерно тот же основной элементный состав, что и Земля, из-за физического сходства, но точный состав неизвестен. Условия на поверхности Венеры более экстремальные, чем на Земле: температура варьируется от 453 до 473 °C и давление 95 бар. На Венере не хватает воды, что делает земную кору прочнее и помогает сохранить особенности поверхности. Наблюдаемые особенности свидетельствуют о происходящих геологических процессах. На данный момент классифицировано двадцать типов объектов. Эти классы включают локальные объекты, такие как кратеры, короны и унды, а также объекты регионального масштаба, такие как планиции, планы и тессеры.

Равнины

Изображение равнинной местности на Венере в искусственных цветах. Небольшие выступы в левой части изображения — это вулканы в «щитовом поле».

Равнины — это большие области относительно плоского рельефа на Венере, образующиеся на разной высоте. Равнины с возвышениями в пределах 1–3 км от исходной точки называются планами низменностей, или planitiae , а те, что выше, называются высокогорными равнинами, или plania . Равнины покрывают 80% поверхности Венеры и, в отличие от тех, что наблюдаются на других силикатных планетах, повсюду сильно разломаны или разломаны. Структурно эти равнины содержат такие особенности, как морщинистые хребты, грабены ( ямки и линии ), разломы, уступы ( рупы ), впадины, холмы ( коллис ) и дайки как в локальном, так и в региональном масштабе. Равнины часто содержат видимые узоры потоков, указывающие на источник потоков вулканической лавы. Более выраженные поля лавового потока называются флюктусами . Наличие структур поверхностного потока в сочетании с пересекающими долинами породило гипотезу о том, что эти равнины, вероятно, образовались глобальными потоками лавы в течение короткого периода времени и впоследствии подверглись напряжениям сжатия и растяжения. В структурном отношении равнины часто деформированы в пояса хребтов ( dorsa ) или разломов ( lineae ) различной ориентации и морфологии.

Каналы/долины

Радарная мозаика Магеллана, показывающая 600-километровый сегмент долины Балтис , канала на Венере, который длиннее Нила.

Поверхность Венеры содержит более 200 систем каналов и долин, напоминающих земные реки. Эти каналы различаются по длине и ширине и обычно встречаются в плоских регионах планеты. Длина и ширина канала варьируются от минимального разрешения изображений Магеллана до более 6800 км в длину ( Baltis Vallis ) и до 30 км в ширину. Их глобальное распространение неоднородно и имеет тенденцию концентрироваться вокруг экваториальной области, вблизи вулканических структур. В долинах Венеры также наблюдаются характеристики потоков, такие как дамбы на окраинах, сужение и обмеление вниз по течению. Протоки также не содержат притоков, несмотря на их большие масштабы. Однако из-за высокой температуры поверхности Венеры жидкие воды нестабильны, что затрудняет их сравнение с земными реками. Эти особенности похожи на потоки лавы на других планетах земной группы, что позволило сделать вывод, что эти долины, вероятно, образовались в результате вулканических потоков. Об этом также свидетельствуют свидетельства остывших потоков лавы, заполняющих долины. Каналы, вероятно, сформировались за очень короткие сроки (1–100 лет), что указывает на очень быстрое движение и эрозию лав. Венерианские каналы классифицируются по морфологии и включают три типа: простые, сложные и составные.

• Простые каналы представляют собой долины одного канала, практически не имеющие разветвлений и анастомозов . Типы простых каналов, наблюдаемых на Венере, включают извилистые бороздки , простые каналы с краями потока и каналы . Извилистые бороздки похожи на те, что наблюдаются на Луне; узкие эрозионные каналы, берущие начало в регионах вулканического обрушения, таких как короны. Простые каналы с запасом потока расположены в очевидных полях потока, имеют неопределенный источник и конец и, как полагают, питаются большими потоками из окружающих вулканических пород. Каналы, как и Балтийская долина, представляют собой длинные потоки постоянной ширины и глубины, которые могут содержать заброшенные каналы, изгибы и дамбы, что указывает на то, что они образовались из большого количества густой лавы.
• Сложные каналы — это каналы, которые могут быть сплетены, анастомозированы или распределены. Обычно они образуются на отложениях лавовых потоков, но встречаются и в других местах. Сложные каналы без границ потока могут составлять часть более крупной системы потоков и образовываться по мере того, как каналы потоков лавы разрушаются в земной коре. Сложные русла с границами стока выглядят неэрозионными, а отдельные их русла разделены островками коры разного радиолокационного качества.
• Составные каналы демонстрируют простую и сложную структуру каналов. Эти каналы обычно начинаются как простые каналы и раздваиваются и извиваются по мере уменьшения энергии потока на его дистальных участках.

Вулканизм

Вулканические центры

Маат Монс с вертикальным преувеличением 22,5. Маат Монс — вторая по высоте гора на Венере и недавно действующий щитовой вулкан.

На Венере обнаружено более 1100 вулканических структур диаметром более 20 км, и предполагается, что более мелкие структуры, вероятно, во много раз превышают их число. Эти структуры включают крупные вулканические постройки, поля щитовых вулканов и отдельные кальдеры. Каждая из этих структур представляет собой центр экструзивного извержения магмы, и различия в количестве высвободившейся магмы, глубине магматического очага и скорости пополнения магмы влияют на морфологию вулкана. По сравнению с Землей количество сохранившихся вулканических зон ошеломляет, и виной этому прочная кора Венеры из-за недостатка воды. Вулканические центры на Венере распределены неравномерно, поскольку более половины центров расположены в регионе Бета-Атла-Фемида и вокруг него, который покрывает <30% поверхности планеты. Они, как правило, возникают на средних и верхних высотах, где распространены рифтинг и растяжение, и они сигнализируют о мантийных апвеллингах на поверхность. Вулканические центры на Венере делятся на две основные категории в зависимости от способности или неспособности создавать неглубокие резервуары магмы: крупные потоки, исходящие из одного здания, или обширные регионы со множеством небольших участков извержений, сгруппированных вместе.

• Одиночные вулканы обозначают одно большое здание. Вулканы этого типа включают крупные вулканы (> 100 км в диаметре, часто называемые монсами , примеры: Тейя Монс и Маат Монс ), средние вулканы (20–100 км в диаметре) и кальдеры . Эти вулканы с одним центром извержения поддерживаются неглубоким магматическим очагом в земной коре. Магматический очаг пополняется магмой в результате мантийного апвеллинга и декомпрессионного плавления, вызывая скопление и захват резервуара. Захват магматического очага обеспечивает долгосрочное извержение и приводит к потокам магмы, которые могут создавать большие вулканические купола и потоковые отложения. Выдавливание магмы на поверхность часто связано с рифтингом или тектоникой растяжения в регионе, а форма купола или поля потока магмы определяется химией и вязкостью магмы. Каждый из этих типов вулканов можно дополнительно описать на основе формы созданного купола, количества присутствующих построек, наличия рифтов вдоль купола, радиальных трещин или обрушения магматического очага. Названы промежуточные вулканы с куполообразными конусами поверхности. толус , а вулканы в форме блинов называются фаррум . Кальдеры представляют собой круглые углубления на поверхности, которые, как полагают, образовались в результате деформации над остывающим магматическим очагом. Кальдеры на Венере характеризуются как простыми одиночными впадинами, называемыми коронами , и сложными зонами радиальных трещин, называемыми паукообразными . Некоторые кальдеры называются патера .
• Щитовое поле — это области диаметром 100–200 км, содержащие множество мелких, преимущественно щитовых , вулканов (<20 км). Такие поля могут иметь десятки и сотни щитовых вулканов. Редко отдельные щитовые вулканы будут называться коллесами . Эти поля образуются в районах, где скорость пополнения магмы слишком низка, чтобы образовать резервуар магмы в земной коре, что приводит к нескольким небольшим извержениям в региональном масштабе. Преобладание в этих регионах вулканов щитового типа привело к названию щитовых полей.

Короны

Основная статья: Корона (планетарная геология)

Короны представляют собой крупные круглые структуры с концентрическими разломами вокруг них, образовавшиеся в результате мантийного апвеллинга с последующим коллапсом растяжения. Поскольку многие последовательности апвеллинга и обрушения наблюдались как структурно разные короны на поверхности Венеры, все короны, по-видимому, разделяют последовательность тяжелого вулканизма в результате апвеллинга, топографического подъема, тектонической деформации, опускания из-за гравитационного коллапса и продолжающегося вулканизма. . Короны Венеры различаются по расположению топографических поднятий и характеризуются как таковые. Топографическое поднятие может возникать во впадине, на краю, на внешнем краю или в комбинации этих мест. Коллапс короны в сочетании с напряжением растяжения может привести к рифтингу, создавая область пропасти .

Большие поля потока лавы

Большие поля потоков лавы описываются как лава паводкового типа, которую можно увидеть в полях флуктусов. Это регионы, затопленные множеством маловязких вулканических потоков из одного источника, охватывающего территорию сплошным полем потока. Некоторые потоки могут быть радиально распределены вокруг вулкана корон в виде фартука, иметь веерообразную или субпараллельную ориентацию. Большие поля потоков могут возникать из крупных вулканов, кальдер, рифтовых структур или полей щитовых вулканов, и они часто связаны со средами растяжения.

Топографические возвышения

Топографические поднятия представляют собой куполообразные области высокого рельефа, возникшие в результате как вулканических, так и тектонических процессов. Эти области располагаются на высоте 1–4 км над исходной точкой и 1 000–3 000 км в поперечнике. Эти поднятия связаны с аномалиями высокой плотности, которые указывают на источник мантийных плюмов под земной корой, которые деформируют и поднимают регион. Среди топографических поднятий на Венере были идентифицированы три типа на основе их доминирующей тектонической или вулканической морфологии: с преобладанием вулканов, с преобладанием рифтов и с преобладанием короны. На возвышенностях, где преобладают вулканы, таких как Bell Regio , есть вулканы на топографических возвышенностях. Поднятия, в которых преобладают рифты, подняты в результате рифтинга и утончения литосферы и включают Бета-Регио и вышележащую Тейю Монс . При поднятии с преобладанием короны поднятие вызвано гравитационным коллапсом и расширением магматического очага, включая Область Фемиды .

Билеты

Тессеры являются уникальной особенностью Венеры и характеризуются как области размером с континент с высоким рельефом (от 1 до > 5 км над исходной точкой), которые сильно деформированы, часто со сложным узором хребтов. Эти области образуются в результате пересечения как минимум двух структурных компонентов. Тессеры классифицируются на основе их структурных компонентов. Виды Тессеры Примеры включают Иштар Терру и Афродиту Терру . Тессеры считаются старейшими поверхностными структурами Венеры из-за их обширной деформации и могут отражать условия на Венере до глобального события обновления поверхности. Некоторые из хребтов, встречающихся на территории тессер, особенно на Терре Иштар, образуют большие горные (или моновые ) пояса. В экваториальных и южных широтах тессеры называются регионами , а в северных широтах — тессерами .

Ударные кратеры

Ударные кратеры на поверхности Венеры (изображение восстановлено по радиолокационным данным)

Механизм распада метеора. Когда объект попадает в атмосферу, он ослабевает из-за фрикционного нагрева и может расколоться на более мелкие кусочки, образуя линейные кратеры.

Ударные кратеры — это углубления примерно круглой формы на поверхности планеты, возникшие в результате высокоскоростных столкновений с внеземными телами. Поверхность Венеры содержит почти 1000 ударных кратеров. Однако, в отличие от некоторых планет нашей системы, толстая атмосфера Венеры создает прочный щит, который замедляет, выравнивает и может разрушать летящие снаряды. Поверхность Венеры лишена мелких кратеров (размером до 30–50 км) из-за воздействия атмосферы на малые тела. В зависимости от угла удара, скорости, размера и силы приближающегося тела атмосфера может разорвать и раздавить снаряд, по существу расплавив его в воздухе. Это важное наблюдение для изучения поверхности Венеры, поскольку кратеры используются для определения относительного возраста и аппроксимации абсолютного возраста элементов поверхности.

Кратеры на Венере сохраняются в первозданном состоянии, что упрощает интерпретацию их классификации и механики воздействия. Небольшие снаряды сгорают в атмосфере, а те, что достигают поверхности, разбиваются на более мелкие куски, образуя скопления ударных кратеров, внешне похожих на круглые лунные кратеры. По мере увеличения размера кратера вероятность разрушения атмосферы уменьшается, и ударные кратеры становятся более круглыми с центральными пиками в результате изостатического отскока коры. Атмосфера может сглаживать и замедлять более крупные метеороиды до предельной скорости и заставлять их взрываться при ударе или вблизи поверхности, осыпая регион обломками. Ударная волна от этих взрывов может сгладить окружающую территорию на несколько километров. Сильные удары создают параболические конусы раскопок и потоки лавоподобных обломков.

Эоловые структуры

Пример ярданга возле Медоу, штат Техас (фото Министерства сельского хозяйства США)

Недавние изображения Магеллана показывают более 6000 эоловых форм рельефа , включая дюны (или ундэ ), полосы ветра и ярданги . Ундэ и ярданги имеют прямые аналоги на Земле, и процесс их создания здесь можно применить к тем, что наблюдаются на Венере. На поверхности обнаружены большие поля дюн, размер дюн варьируется от метров до сотен метров. Точно так же поля ярданга могут существовать в таких местах, как кратер Мид . Полосы ветра — это параллельные линейные полосы, которые образуются, когда преобладающие ветры разрушают геологию поверхности. Эти особенности иллюстрируют эрозионное воздействие атмосферы на поверхность Венеры.

См. также

• Геология Венеры
• Планетарная номенклатура
• Список геологических особенностей Венеры
• Список корон Венеры
• Список кратеров на Венере
• Список внеземных дюнных полей
• Список монтесов на Венере
• Список терр на Венере

Внешние ссылки

• СМИ, связанные с особенностями поверхности Венеры, на Викискладе?