✖


Jump to content

Геология Венеры

Радарная глобальная карта поверхности Венеры
Изображение Венеры в полушарии, как показали более чем десятилетние радиолокационные исследования, кульминацией которых стала миссия Магеллан в 1990–1994 годах , сосредоточено на 180 градусах восточной долготы.

Геология Венеры — это научное исследование поверхности, коры и недр планеты Венера . В пределах Солнечной системы она является ближайшей к Земле и больше всего похожа на нее по массе, но не имеет магнитного поля или узнаваемой тектонических плит системы . Большая часть земной поверхности представляет собой обнаженную вулканическую породу, некоторые из которых покрыты тонкими и неоднородными слоями почвенного покрова, что резко контрастирует с Землей, Луной и Марсом . Некоторые ударные кратеры присутствуют, но Венера похожа на Землю тем, что на ней меньше кратеров, чем на других скалистых планетах, которые в значительной степени покрыты ими. Частично это связано с тем, что толщина венерианской атмосферы разрушает небольшие ударные объекты до того, как они ударятся о землю, но нехватка крупных кратеров может быть связана с повторным всплытием вулканов, возможно, катастрофического характера. Вулканизм, по-видимому, является доминирующим фактором геологических изменений на Венере. Некоторые из вулканических форм рельефа кажутся уникальными для планеты. Есть щитовые и композитные. [ нужна ссылка ] вулканы, подобные найденным на Земле, хотя эти вулканы значительно короче, чем найденные на Земле или Марсе. [1] Учитывая, что Венера имеет примерно тот же размер, плотность и состав, что и Земля, вполне вероятно, что вулканизм может продолжаться на планете и сегодня, как показали недавние исследования. [2]

Большая часть поверхности Венеры относительно плоская; разделен на три топографические единицы: низменность, возвышенность и равнину. На заре радиолокационных наблюдений высокогорье сравнивали с континентами Земли, но современные исследования показали, что это поверхностно, а отсутствие тектоники плит делает это сравнение вводящим в заблуждение. Тектонические особенности присутствуют в ограниченной степени, включая линейные «пояса деформаций», сложенные складками и разломами. Причиной этого может быть мантийная конвекция. Многие тектонические особенности, такие как тессеры (большие области сильно деформированной местности, сложенные и раздробленные в двух или трех измерениях) и паукообразные (структуры, напоминающие паутину), связаны с вулканизмом.

Эоловые формы рельефа не широко распространены на поверхности планеты, но есть убедительные доказательства того, что атмосфера планеты вызывает химическое выветривание горных пород, особенно на больших высотах. Планета удивительно сухая, есть лишь химические следы водяного пара (20 частей на миллион в атмосфере Венеры ) . На радиолокационных изображениях поверхности не видно никаких форм рельефа, указывающих на наличие воды или льда в прошлом. Атмосфера демонстрирует изотопные свидетельства того, что летучие элементы были лишены летучих элементов в результате газовыделения и эрозии солнечного ветра с течением времени, что подразумевает возможность того, что на Венере могла быть жидкая вода в какой-то момент в далеком прошлом; прямых доказательств этому не обнаружено. Множество спекуляций о геологической истории Венеры продолжается и сегодня.

Поверхность Венеры труднодоступна из-за чрезвычайно плотной атмосферы (примерно в 90 раз больше, чем у Земли) и температуры поверхности 470 ° C (878 ° F). Большая часть того, что известно о нем, получено в результате орбитальных радиолокационных наблюдений, поскольку поверхность постоянно закрыта в видимом диапазоне волн облачным покровом. Кроме того, ряд посадочных аппаратов передали данные с поверхности, в том числе изображения.

Исследования, опубликованные в октябре 2023 года, впервые предполагают, что Венера, возможно, имела тектонику плит в древние времена и, как следствие, могла иметь более пригодную для жизни среду , возможно, когда-то способную укрывать формы жизни . [3] [4]

Топография

[ редактировать ]
Топография Венеры
Основная статья: Картирование Венеры

Поверхность Венеры сравнительно плоская. Когда 93% топографии было нанесено на карту орбитальным аппаратом Pioneer Venus Orbiter , ученые обнаружили, что общее расстояние от самой низкой точки до самой высокой точки на всей поверхности составляло около 13 километров (8,1 мили), что примерно равно вертикальному расстоянию между Землей. дно океана и высокие вершины Гималаев . Этого сходства следовало ожидать, поскольку максимально достижимые контрасты высот на планете во многом определяются силой гравитации планеты и механической прочностью ее литосферы ; они одинаковы для Земли и Венеры. [5] : 183 

Согласно данным высотомеров Pioneer Venus Orbiter , почти 51% поверхности находится в пределах 500 метров (1600 футов) от медианного радиуса 6052 км (3761 миль); только 2% поверхности расположено на высоте более 2 километров (1,2 мили) от срединного радиуса.

Альтиметрический опыт Магеллана подтвердил общий характер ландшафта. Согласно данным Магеллана, 80% топографии находится в пределах 1 км (0,62 мили) от срединного радиуса. Наиболее важные возвышенности находятся в горных цепях, окружающих Лакшми-Планум : Максвелл-Монтес (11 км, 6,8 миль), Акна-Монтес (7 км, 4,3 мили) и Фрейя-Монтес (7 км, 4,3 мили). Несмотря на относительно равнинный ландшафт Венеры, данные альтиметрии выявили и большие наклонные равнины. Так обстоит дело с юго-западной стороной горы Максвелл-Монтес, которая в некоторых местах наклонена примерно на 45°. Наклоны в 30° были зарегистрированы в Дану-Монтес и Фемиде .

Около 75% поверхности состоит из голой породы.

На основе данных альтиметра зонда Pioneer Venus Orbiter, подкрепленных данными Магеллана, топография планеты разделена на три провинции: низменности, равнины отложений и высокогорья.

Хайлендс

[ редактировать ]
Топография Афродиты Терры

Эта единица покрывает около 10% поверхности планеты на высоте более 2 км (1,2 мили). Крупнейшие провинции нагорья — Афродита-Терра , Иштар-Терра и Лада-Терра , а также регионы Бета-Регио , Феба-Регио и Фемида-Реджио . Регионы Alpha Regio , Bell Regio , Eistla Regio и Tholus Regio представляют собой небольшие горные регионы.

Некоторые участки местности в этих районах особенно эффективно отражают радиолокационные сигналы. [6] : с. 1 Возможно, это аналогично линиям снега на Земле и, вероятно, связано с тем, что температура и давление там ниже, чем в других провинциях, из-за большей высоты, что позволяет наблюдать отчетливую минералогию. [примечание 1] Считается, что высокогорные горные породы могут содержать или быть покрыты минералами с высокими диэлектрическими проницаемостями . [6] : 1  Минералы с высокой диэлектрической проницаемостью будут стабильны при температуре окружающей среды в высокогорьях, но не на равнинах, составляющих остальную часть поверхности планеты. Пирит , сульфид железа, соответствует этим критериям и широко подозревается в качестве возможной причины; он мог возникнуть в результате химического выветривания вулканического нагорья после длительного воздействия серосодержащей атмосферы Венеры. [8] Присутствие пирита на Венере оспаривается, а атмосферное моделирование показывает, что он может быть нестабильным в атмосферных условиях Венеры. [9] Были выдвинуты и другие гипотезы, объясняющие более высокую отражательную способность радаров в высокогорье, включая наличие сегнетоэлектрического материала, диэлектрическая проницаемость которого меняется с температурой (при этом градиент температуры на Венере меняется с высотой). [10] Было замечено, что характер радарных возвышенностей неодинаков по всей поверхности Венеры. Например, Максвелл Монтес показывает резкое, похожее на снежную линию изменение отражательной способности, которое согласуется с изменением минералогии, тогда как Овда Регио демонстрирует более постепенную тенденцию к повышению яркости. Тенденция к повышению яркости на Овда Регио соответствует сегнетоэлектрической сигнатуре и, как предполагается, указывает на присутствие хлорапатита . [11]

Равнины осаждения

[ редактировать ]

Равнины отложений имеют высоту в среднем от 0 до 2 км и покрывают более половины поверхности планеты.

Низменности

[ редактировать ]

Остальная часть поверхности представляет собой низменности и обычно лежит ниже нуля над уровнем моря. Данные радиолокационной отражательной способности позволяют предположить, что в сантиметровом масштабе эти области являются гладкими в результате градации (накопления мелкодисперсного материала, эродированного с высокогорья).

Наземные наблюдения

[ редактировать ]

Десять космических кораблей успешно приземлились на Венере и передали данные; все они летали Советским Союзом . Венера-9 , 10 , 13 и 14 имели камеры и передавали изображения почвы и горных пород . Результаты спектрофотометрии показали, что эти четыре миссии подняли облака пыли при приземлении, а это означает, что некоторые частицы пыли должны быть меньше примерно 0,02 мм. Породы на всех четырех участках имели тонкие слои, некоторые слои имели более высокую отражающую способность, чем другие. Эксперименты на горных породах станций Венера 13 и 14 показали, что они пористые и легко дробятся (выдерживают максимальные нагрузки от 0,3 до 1 МПа ). [примечание 2] эти породы могут представлять собой слабо литифицированные осадки или вулканические туфы. [7] : 1709  Спектрометрия показала, что поверхностные материалы на посадке Венеры-9, 10, 14 и Веги-1 и 2 имели химический состав, аналогичный толеитовым базальтам, а на площадках Венера-8 и 13 химически напоминали щелочные базальты. [7] : 1707–1709 

Ударные кратеры и оценка возраста поверхности

[ редактировать ]
радиолокационное изображение кратера Данилова . Рельефное

Наземные радиолокационные исследования позволили выявить некоторые топографические закономерности, связанные с кратерами , а зонды «Венера-15» и «Венера-16» выявили почти 150 таких особенностей вероятного ударного происхождения. Глобальное покрытие Магеллана впоследствии позволило идентифицировать около 900 ударных кратеров.

Данилова , Аглаонице и Саскья Кратеры

По сравнению с Меркурием , Луной и другими подобными телами, на Венере очень мало кратеров. Частично это связано с тем, что плотная атмосфера Венеры сжигает более мелкие метеориты до того, как они упадут на поверхность. [14] Данные Венеры и Магеллана согласуются: существует очень мало ударных кратеров диаметром менее 30 километров (19 миль), а данные Магеллана показывают отсутствие кратеров диаметром менее 2 километров (1,2 мили). Небольшие кратеры имеют неправильную форму и появляются группами, что указывает на торможение и разрушение ударников. [14] Однако крупных кратеров меньше, и они кажутся относительно молодыми; они редко заполняются лавой, что показывает, что они образовались после прекращения вулканической активности в этом районе, а данные радара показывают, что они неровные и не успели разрушиться.

По сравнению с ситуацией на таких телах, как Луна, на Венере труднее определить возраст различных участков поверхности на основе подсчета кратеров из-за небольшого количества кратеров. [15] Однако характеристики поверхности соответствуют полностью случайному распределению. [16] подразумевая, что поверхность всей планеты примерно одного возраста или, по крайней мере, очень большие территории не сильно отличаются по возрасту от среднего.

В совокупности эти данные позволяют предположить, что поверхность Венеры геологически молода. Распределение ударных кратеров, по-видимому, наиболее соответствует моделям, которые требуют почти полного обновления поверхности планеты. После этого периода экстремальной активности скорость процесса снизилась, и ударные кратеры начали накапливаться, с тех пор претерпев лишь незначительные изменения и повторное появление на поверхности.

Молодая поверхность, созданная одновременно, представляет собой другую ситуацию по сравнению с любой другой планетой земной группы.

Глобальное событие возрождения

[ редактировать ]

Оценки возраста, основанные на подсчете кратеров, указывают на молодую поверхность, в отличие от гораздо более старых поверхностей Марса, Меркурия и Луны. [примечание 3] То, что это происходит на планете без переработки земной коры в результате тектоники плит, требует объяснения. Одна из гипотез заключается в том, что около 300–500 миллионов лет назад Венера претерпела своего рода глобальное обновление поверхности, в результате которого были стерты следы старых кратеров. [17]

Одно из возможных объяснений этого события состоит в том, что оно является частью циклического процесса на Венере. На Земле тектоника плит позволяет теплу выходить из мантии путем адвекции , переноса мантийного материала на поверхность и возвращения старой коры в мантию. Но на Венере нет свидетельств тектоники плит, поэтому эта теория утверждает, что внутренняя часть планеты нагревается (из-за распада радиоактивных элементов) до тех пор, пока материал в мантии не станет достаточно горячим, чтобы пробиться на поверхность. [18] Последующее всплытие покроет большую часть или всю планету лавой, пока мантия не остынет достаточно, чтобы процесс начался заново.

Вулканы

[ редактировать ]
Основная статья: Вулканизм на Венере
Радарное изображение блинных куполов в районе Эйстлы на Венере. Два более крупных из них имеют ширину примерно 65 км (40 миль) и возвышаются менее чем на 1 км (0,62 мили) над окружающей равниной. Эти широкие и довольно низкие вулканы с плоскими вершинами представляют собой тип рельефа, уникальный для Венеры. Вероятно, они образовались в результате выдавливания очень вязкой лавы, которая была слишком липкой, чтобы течь очень далеко вниз по склону из своих жерл.
Венеры Компьютер создал перспективный вид блинчатых куполов в Альфа-области . Купола на этом изображении имеют высоту до 750 м и средний диаметр 25 км.
Особенность арахноидальной поверхности Венеры

На поверхности Венеры преобладает вулканизм . Хотя Венера внешне похожа на Землю, кажется, что тектонические плиты, столь активные в геологии Земли, на Венере не существуют. Около 80% планеты состоит из мозаики вулканических лавовых равнин, усеянных более чем сотней крупных изолированных щитовых вулканов и многими сотнями более мелких вулканов и вулканических образований, таких как короны . Эти геологические особенности, которые считаются почти уникальными для Венеры: огромные кольцеобразные структуры диаметром 100–300 километров (62–186 миль), возвышающиеся на сотни метров над поверхностью. Единственное другое место, где они были обнаружены, — это Урана спутник Миранда . Считается, что они образуются, когда шлейфы поднимающегося горячего материала в мантии толкают кору вверх, придавая ей форму купола, который затем разрушается в центре, когда расплавленная лава остывает и вытекает по бокам, оставляя короноподобную структуру: корона.

Различия можно увидеть в вулканических отложениях. Во многих случаях вулканическая активность локализуется в фиксированном источнике, и вблизи этого источника обнаруживаются месторождения. Этот вид вулканизма называется «централизованным вулканизмом», поскольку вулканы и другие географические объекты образуют отдельные регионы. Второй тип вулканической деятельности не является радиальным или централизованным; паводковые базальты покрывают обширные пространства поверхности, подобно таким образованиям, как Деканские ловушки на Земле. Эти извержения приводят к образованию вулканов «поточного типа».

На Венере очень много вулканов диаметром менее 20 километров (12 миль), их может быть сотни тысяч или даже миллионы. Многие из них выглядят как приплюснутые купола или «блины», которые, как полагают, сформированы таким же образом, как и щиты вулканов на Земле. [ нужна ссылка ] [примечание 4] Эти вулканы с блинчатыми куполами представляют собой довольно круглые образования, их высота составляет менее 1 километра (0,62 мили), а ширина во много раз больше. Обычно группы из сотен таких вулканов можно найти в областях, называемых щитовыми полями. Купола . Венеры в 10–100 раз больше, чем на Земле Они обычно связаны с «коронами» и мозаикой . Считается, что блины образовались из высоковязкой, богатой кремнеземом лавы, извергающейся под высоким атмосферным давлением Венеры. Считается, что купола, называемые куполами с зубчатыми краями (обычно называемые клещами , потому что они выглядят как купола с многочисленными ножками ), подверглись массовым разрушениям, таким как оползни на их краях. Иногда вокруг них можно увидеть отложения мусора.

На Венере вулканы преимущественно щитового типа. [ нужна ссылка ] Тем не менее морфология щитовых вулканов Венеры отличается от щитовых вулканов Земли. На Земле щитовые вулканы могут иметь ширину в несколько десятков километров и высоту до 10 километров (6,2 мили) в случае Мауна-Кеа , измеренную от морского дна. На Венере эти вулканы могут занимать сотни километров в площади, но они относительно плоские, со средней высотой 1,5 километра (0,93 мили).

Другими уникальными особенностями поверхности Венеры являются новые звезды (радиальные сети даек или грабенов ) и паукообразные . Новая звезда образуется, когда большое количество магмы выбрасывается на поверхность, образуя расходящиеся хребты и траншеи, которые хорошо отражают радар. Эти дайки образуют симметричную сеть вокруг центральной точки, где возникла лава, где также может быть депрессия, вызванная обвалом магматического очага .

Арахноиды названы так потому, что они напоминают паутину , состоящую из нескольких концентрических овалов, окруженных сложной сетью радиальных трещин, подобных тем, что есть у новой звезды. Неизвестно, действительно ли около 250 объектов, идентифицированных как паукообразные, имеют общее происхождение или являются результатом разных геологических процессов.

Тектоническая активность

[ редактировать ]

Несмотря на то, что Венера, по-видимому, не имеет глобальной системы тектонических плит как таковой, на поверхности планеты наблюдаются различные особенности, связанные с местной тектонической активностью. Здесь присутствуют такие особенности, как разломы , складки и вулканы , которые могут быть обусловлены в основном процессами в мантии.

Активный вулканизм Венеры породил цепи складчатых гор, рифтовые долины и местность, известную как тессера , слово, означающее «плитка пола» на греческом языке. Тессеры демонстрируют эффекты многолетнего сжатия и деформации растяжения.

планеты В отличие от земных, деформации на Венере напрямую связаны с региональными динамическими силами в мантии . Гравитационные исследования показывают, что Венера отличается от Земли отсутствием астеносферы — слоя с меньшей вязкостью и механической слабостью, который позволяет тектоническим плитам земной коры двигаться. Очевидное отсутствие этого слоя на Венере позволяет предположить, что деформацию поверхности Венеры можно объяснить конвективными движениями внутри мантии планеты.

Тектонические деформации на Венере происходят в различных масштабах, наименьшие из которых связаны с линейными трещинами или разломами. Во многих районах эти разломы выглядят как сети параллельных линий. Встречаются небольшие прерывистые горные гребни, напоминающие гребни Луны и Марса . Эффекты обширного тектонизма проявляются в наличии сбросов , при которых земная кора в одной области опустилась относительно окружающей породы, а также поверхностных трещин. Радиолокационные исследования показывают, что эти виды деформаций сосредоточены в поясах, расположенных в экваториальных зонах и в высоких южных широтах . Эти пояса имеют ширину в сотни километров и, по-видимому, соединяются по всей планете, образуя глобальную сеть, связанную с распространением вулканов.

Разломы представляют собой группы впадин шириной от Венеры, образовавшиеся в результате расширения литосферы , десятков до сотен метров и длиной до 1000 км (620 миль). Разломы в основном связаны с крупными вулканическими возвышениями в форме куполов, например, в Бета-Регио , Атла-Регио и западной части Эйстла-Регио . Эти нагорья, по-видимому, являются результатом огромных мантийных плюмов (восходящих потоков магмы), которые вызвали подъем, трещиноватость, разломы и вулканизм.

Самая высокая горная цепь на Венере, Максвелл-Монтес на Терре Иштар , образовалась в результате процессов сжатия, расширения и бокового движения. Другой тип географических объектов, встречающийся в низинах, состоит из поясов хребтов, возвышающихся над поверхностью на несколько метров, шириной в сотни километров и длиной в тысячи километров. Существуют две основные концентрации этих поясов: одна на равнине Лавиния возле южного полюса, а вторая рядом с равниной Аталанта возле северного полюса.

Тессеры встречаются главным образом в Терре Афродиты , Альфа-Регио , Теллус-Регио и восточной части Иштар-Терры ( Фортуна Тессера ). Эти регионы содержат наложение и пересечение грабенов разных геологических единиц, что указывает на то, что это древнейшие части планеты. Когда-то считалось, что тессеры — это континенты, связанные с тектоническими плитами, подобными земным; на самом деле они, вероятно, являются результатом разливов базальтовой лавы, образовавших большие равнины, которые затем подверглись интенсивному тектоническому разлому. [7]

Тем не менее, исследования, опубликованные 26 октября 2023 года, предполагают, что на Венере впервые могла возникнуть тектоника плит в древние времена. В результате Венера могла иметь более пригодную для жизни среду и, возможно, когда-то была способна существовать в форме жизни . [3] [4]

Магнитное поле и внутренняя структура

[ редактировать ]
Схема возможной внутренней структуры в разрезе

Кора Венеры имеет толщину в среднем 20–25 километров (12–16 миль) и состоит из основных силикатных пород . [19] Венеры Толщина мантии составляет около 2840 километров (1760 миль), ее химический состав, вероятно, аналогичен составу хондритов . [7] : 1729  Поскольку Венера является планетой земной группы , предполагается, что она имеет ядро ​​из полутвердого железа и никеля с радиусом примерно 3000 километров (1900 миль). [ нужна ссылка ]

Недоступность сейсмических данных с Венеры серьезно ограничивает то, что можно точно знать о структуре мантии планеты, но модели мантии Земли были модифицированы, чтобы можно было делать прогнозы. Ожидается, что самая верхняя мантия на глубине от 70 до 480 километров (от 43 до 298 миль) в основном состоит из минерала оливина . Спускаясь через мантию, химический состав остается в основном тем же, но где-то на высоте от 480 до 760 километров (от 300 до 470 миль) увеличивающееся давление приводит к изменению кристаллической структуры оливина на более плотно упакованную структуру шпинели . Другой переход происходит на глубине от 760 до 1000 километров (470 и 620 миль), где материал приобретает все более компактные кристаллические структуры ильменита и перовскита и постепенно становится все более похожим на перовскит, пока не будет достигнута граница ядра. [7] : 1729–1730 

Венера похожа на Землю по размеру и плотности, а значит, вероятно, и по объемному составу, но у нее нет значительного магнитного поля . [7] : 1729–1730  Магнитное поле Земли создается так называемым ядром динамо-машины , состоящим из электропроводящей жидкости, никель-железного внешнего ядра, которое вращается и конвектирует . Ожидается, что Венера будет иметь электропроводящее ядро ​​аналогичного состава, и хотя период ее вращения очень длинный (243,7 земных дня), моделирование показывает, что этого достаточно для создания динамо-машины. [20] Это означает, что на Венере отсутствует конвекция во внешнем ядре. Конвекция возникает, когда существует большая разница температур между внутренней и внешней частью ядра, но поскольку на Венере нет тектоники плит, позволяющей отводить тепло от мантии, возможно, конвекция внешнего ядра подавляется теплой мантией. Также возможно, что у Венеры может отсутствовать твердое внутреннее ядро ​​по той же причине, если ядро ​​либо слишком горячо, либо находится под недостаточным давлением, чтобы расплавленный никель-железо мог замерзнуть там. [7] : 1730  [примечание 5]

Лавовые потоки и каналы

[ редактировать ]
Лава, берущая начало из кальдеры Аммавару (300 км за пределами изображения), переполнила хребет слева от центра и скопилась справа от него.
Анастомозирующий лавовый канал шириной 2 км на равнине Седна.

Потоки лавы на Венере зачастую гораздо крупнее земных, до нескольких сотен километров в длину и десятков километров в ширину. До сих пор неизвестно, почему эти лавовые поля или лопастные потоки достигают таких размеров, но предполагается, что они являются результатом очень крупных извержений базальтовой лавы малой вязкости, распространяющейся с образованием широких плоских равнин. [7]

На Земле известно два типа базальтовой лавы: аа и пахохо . `А`а лава представляет собой грубую текстуру в виде разбитых блоков ( клинкеров ). Лаву Пахохо можно узнать по ее мягкому или вязкому виду. Неровные поверхности кажутся яркими на радиолокационных изображениях, которые можно использовать для определения различий между лавами аа и пахохо. Эти различия могут также отражать различия в возрасте и сохранности лавы. На Венере очень распространены каналы и лавовые трубки (каналы, остывшие и над которыми образовался купол). Два планетарных астронома из Университета Вуллонгонга в Австралии, доктор Грэм Мелвилл и профессор Билл Зили, исследовали эти лавовые трубки, используя данные, предоставленные НАСА, в течение ряда лет и пришли к выводу, что они широко распространены и в десять раз превышают размер те, что на Земле. Мелвилл и Зили заявили, что гигантские размеры венерианских лавовых трубок (десятки метров в ширину и сотни километров в длину) можно объяснить очень жидкими потоками лавы вместе с высокими температурами на Венере, позволяющими лаве медленно остывать.

Поля лавовых потоков большей частью связаны с вулканами. Центральные вулканы окружены обширными потоками, образующими ядро ​​вулкана. Они также связаны с трещинными кратерами, коронами , плотными скоплениями вулканических куполов , конусов , колодцев и каналов.

Благодаря Магеллану выявлено более 200 каналов и комплексов долин. Каналы подразделялись на простые, сложные и составные. Простые каналы характеризуются одним длинным основным каналом. В эту категорию входят ручейки, подобные тем, что найдены на Луне , а также новый тип, называемый canali , состоящий из длинных отдельных каналов, которые сохраняют свою ширину на всем протяжении своего течения. Самый длинный такой обнаруженный канал ( Baltis Vallis ) имеет длину более 6800 километров (4200 миль), что составляет около одной шестой окружности планеты.

относятся анастомозированные К комплексным каналам , помимо распределительных сетей, сети. Этот тип канала наблюдался в сочетании с несколькими ударными кратерами и важными лавовыми потоками, связанными с основными полями потоков лавы. Составные каналы состоят как из простых, так и из сложных сегментов. Самый большой из этих каналов показывает анастомозную паутину и видоизмененные холмы, подобные тем, что присутствуют на Марсе .

Хотя форма этих каналов весьма наводит на мысль о жидкостной эрозии, нет никаких доказательств того, что они были образованы водой. Фактически, за последние 600 миллионов лет на Венере нет никаких свидетельств наличия воды. Хотя наиболее популярная теория образования каналов состоит в том, что они являются результатом термической эрозии лавы, существуют и другие гипотезы, в том числе о том, что они образовались из-за нагретых жидкостей, образовавшихся и выброшенных во время ударов.

Поверхностные процессы

[ редактировать ]
Карта Венеры, составленная на основе данных, записанных космическим кораблем НАСА Pioneer Venus Orbiter начиная с 1978 года.

Ветер

[ редактировать ]

агентом физической эрозии На Венере нет жидкой воды и льда, и поэтому единственным возможным (кроме термической эрозии потоками лавы) является ветер. Эксперименты в аэродинамической трубе показали, что плотность атмосферы позволяет переносить отложения даже небольшим ветерком. [21] Следовательно, кажущаяся редкость эоловых форм рельефа должна иметь иную причину. [22] Это означает, что на планете относительно мало переносимых частиц размером с песок; что было бы результатом очень медленной скорости механической эрозии. [23] : с. 112 Процессом, который является наиболее важным для образования отложений на Венере, могут быть кратерообразующие ударные явления , чему способствует кажущаяся связь между ударными кратерами и подветренными эоловыми формами суши. [24] [25] [26]

Этот процесс проявляется в выбросах ударных кратеров на поверхность Венеры. Материал, выброшенный во время падения метеорита , поднимается в атмосферу, где ветры переносят его на запад. При нанесении материала на поверхность он образует параболы узоры в форме . Этот тип месторождений может образоваться на поверхности различных геологических объектов или потоков лавы. Поэтому эти месторождения являются самыми молодыми образованиями на планете. Изображения Магеллана показывают существование более 60 таких отложений в форме параболы, которые связаны с ударами кратеров.

Выброшенный ветром материал ответственен за процесс обновления поверхности со скоростью, по измерениям зондирования Венеры , примерно один метр в секунду. Учитывая плотность нижней атмосферы Венеры, ветров более чем достаточно, чтобы спровоцировать эрозию поверхности и перенос мелкозернистого материала. В районах, покрытых выбросными отложениями, встречаются ветровые полосы, дюны и ярданги . Линии ветра образуются, когда ветер выносит выбросы материала и вулканический пепел, откладывая его на вершинах топографических препятствий, таких как купола. В результате подветренные стороны куполов подвергаются воздействию мелких зерен, снимающих поверхностную шапку. Такие процессы обнажают находящийся под ними материал, который имеет другую шероховатость и, следовательно, другие характеристики для радара, по сравнению с образовавшимся осадком.

Дюны образуются в результате отложения частиц размером с песчинки и волнистой формы. Ярданги образуются, когда переносимый ветром материал разрезает хрупкие отложения и оставляет глубокие борозды.

Линейные узоры ветра, связанные с ударными кратерами, следуют по траектории в направлении экватора. Эта тенденция предполагает наличие системы циркуляции клеток Хэдли между средними широтами и экватором. Данные радара Магеллана подтверждают существование сильных ветров, дующих на восток в верхней части поверхности Венеры, и меридиональных ветров на поверхности.

Химическая эрозия

[ редактировать ]

Химическая и механическая эрозия старых лавовых потоков вызвана реакциями поверхности с атмосферой в присутствии углекислого газа и сернистого газа ( см. карбонатно-силикатный цикл подробнее ). Эти два газа являются первым и третьим по распространенности газами на планете соответственно; второй по распространенности газ — инертный азот . Реакции, вероятно, включают разрушение силикатов диоксидом углерода с образованием карбонатов и кварца , а также разрушение силикатов диоксидом серы с образованием безводного сульфата кальция и кварца.

Древняя жидкая вода

[ редактировать ]

Годдарда НАСА имени Институт космических исследований и другие предположили, что на Венере в прошлом на протяжении 2 миллиардов лет мог быть неглубокий океан. [27] [28] [29] [30] [31] с таким же количеством воды, как на Земле. [32] В зависимости от параметров, использованных в их теоретической модели, последняя жидкая вода могла испариться всего 715 миллионов лет назад. [29] В настоящее время единственная известная вода на Венере находится в виде небольшого количества атмосферного пара (20 частей на миллион ). [7] [33] Водород , компонент воды, до сих пор теряется в космосе, как это было обнаружено космическим кораблем ЕКА « Венера-Экспресс» . [32]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ На Венере на каждый километр подъема средняя температура падает примерно на 8 К, так что средняя разница температур между вершиной Максвелла Монтеса и самыми нижними бассейнами составляет около 100 К. Это затмевает среднюю разницу температур из-за к широтам, а также разница температур на дневной и ночной сторонах, которые едва ли превышают 2 К. [7] : 1707 
  2. ^ 0,3 МПа соответствует давлению, оказываемому водой, вытекающей из обычного садового шланга. 1 МПа соответствует давлению среднего человеческого укуса. [12] [13]
  3. ^ Датирование геологических образований путем подсчета кратеров - давно устоявшаяся и относительно недорогая основа планетарной науки. Ни один камень с Венеры никогда не был датирован лабораторными методами, поскольку не известно ни одного метеорита с Венеры, и ни один космический корабль никогда не доставлял образцы с планеты на Землю. Значительная гравитация планеты и плотная атмосфера означают, что ситуация вряд ли изменится в ближайшем будущем.
  4. ^ Но обратите внимание на контраст: щитовой вулканизм на Земле связан с лавой низкой вязкости, тогда как купола Венеры вызваны очень вязкой смолистой лавой.
  5. ^ Если нет постепенно замерзающего внутреннего ядра, то там не происходит выделения скрытой теплоты кристаллизации , которая могла бы увеличить градиент температуры и увеличить конвекцию.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Кедди, Северная Каролина; Руководитель, JW (1 июня 1994 г.). «Распределение высот и высот крупных вулканов на Венере» . Планетарная и космическая наука . 42 (6): 455–462. дои : 10.1016/0032-0633(94)90088-4 . ISSN   0032-0633 .
  2. ^ Джастин Филиберто; и др. (3 января 2020 г.). «Современный вулканизм на Венере, о чем свидетельствуют скорости выветривания оливина» . Достижения науки . 6 (1): eaax7445. Бибкод : 2020SciA....6.7445F . дои : 10.1126/sciadv.aax7445 . ПМК   6941908 . ПМИД   31922004 .
  3. ^ Перейти обратно: а б Чанг, Кеннет (26 октября 2023 г.). «Миллиарды лет назад Венера, возможно, имела ключевую особенность, похожую на Землю. Новое исследование доказывает, что адская вторая планета Солнечной системы когда-то могла иметь тектонику плит, которая могла бы сделать ее более гостеприимной для жизни» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 26 октября 2023 года . Проверено 27 октября 2023 г.
  4. ^ Перейти обратно: а б Веллер, Мэтью Б.; и др. (26 октября 2023 г.). «Атмосферный азот Венеры объясняется древней тектоникой плит» . Природная астрономия . дои : 10.1038/s41550-023-02102-w . Архивировано из оригинала 27 октября 2023 года . Проверено 27 октября 2023 г.
  5. ^ де Патер, Имке; Лиссауэр, Джек Дж. (2001). Планетарные науки (Первое изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0521482196 .
  6. ^ Перейти обратно: а б Иванов Михаил А.; Руководитель, Джеймс В. (2010). Научная брошюра, Геологическая карта четырехугольника Планум Лакшми (V–7), Венера (PDF) . Геологическая служба США . Проверено 27 сентября 2016 г.
  7. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Базилевский А.Т.; JW Head III (2003). «Поверхность Венеры» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 66 (10): 1699–1734. Бибкод : 2003РПФ...66.1699Б . дои : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . S2CID   250815558 . Архивировано из оригинала (PDF) 27 марта 2006 г.
  8. ^ Золотов, М.Ю. (1991). «Стабильность пирита на поверхности Венеры». Тезисы докладов конференции по лунным и планетным наукам . 22 : 1569–1570. Бибкод : 1991LPI....22.1569Z .
  9. ^ Фегли, Брюс (1 августа 1997 г.). «Почему пирит нестабилен на поверхности Венеры». Икар . 128 (2): 474–479. Бибкод : 1997Icar..128..474F . дои : 10.1006/icar.1997.5744 .
  10. ^ Шепард, Майкл К.; Арвидсон, Раймонд Э.; Брэкетт, Роберт А.; Фегли, Брюс (15 марта 1994 г.). «Сегнетоэлектрическая модель для высокогорья с низкой излучательной способностью на Венере». Письма о геофизических исследованиях . 21 (6): 469–472. Бибкод : 1994GeoRL..21..469S . дои : 10.1029/94GL00392 . ISSN   1944-8007 .
  11. ^ Трейман, Аллан; Харрингтон, Элиза; Шарптон, Вирджил (1 декабря 2016 г.). «Яркие, как радар, высокогорья Венеры: разные подписи и материалы по Овда Реджио и Максвеллу Монтесу». Икар . От МикроМарса до МегаМарса. 280 : 172–182. Бибкод : 2016Icar..280..172T . дои : 10.1016/j.icarus.2016.07.001 .
  12. ^ «Вольфрам-Альфа: машина вычислительных знаний» . wolframalpha.com .
  13. ^ «Вольфрам-Альфа: машина вычислительных знаний» . wolframalpha.com .
  14. ^ Перейти обратно: а б Бугер, SW; Хантен, DM; Филипс, Р.Дж.; Маккиннон, Уильям Б.; Занле, Кевин Дж.; Иванов Борис А.; Мелош, HJ (1997). Венера II - геология, геофизика, атмосфера и среда солнечного ветра . Тусон: Издательство Университета Аризоны . п. 969. ИСБН  978-0-8165-1830-2 .
  15. ^ Базилевский А.Т.; Руководитель, JW; Сетяева, И.В. (1 сентября 2003 г.). «Венера: оценка возраста ударных кратеров на основе степени сохранности связанных с ними радиолокационно-темных отложений». Геофиз. Рез. Летт . 30 (18): 1950. Бибкод : 2003GeoRL..30.1950B . CiteSeerX   10.1.1.556.5966 . дои : 10.1029/2003GL017504 . S2CID   7746232 .
  16. ^ Креславский Михаил Александрович; Иванов Михаил А.; Руководитель Джеймс В. (21 декабря 2014 г.). «История возрождения Венеры: ограничения, связанные с плотностью буферных кратеров» (PDF) . Икар . 250 : 438–450. Бибкод : 2015Icar..250..438K . дои : 10.1016/j.icarus.2014.12.024 . Архивировано из оригинала (PDF) 28 июля 2019 года . Проверено 7 октября 2016 г.
  17. ^ Стром, Роберт Г.; Шабер, Джеральд Г.; Доусон, Дуглас Д. (1994). «Глобальное появление Венеры» . Журнал геофизических исследований . 99 (E5): 10899. Бибкод : 1994JGR....9910899S . дои : 10.1029/94JE00388 .
  18. ^ Батталья, Стивен М. (март 2016 г.). «Венера: могут ли события выхода на поверхность быть вызваны колебаниями Солнца в средней плоскости Галактики?» (PDF) . 47-я конференция по наукам о Луне и планетах .
  19. ^ Хименес-Диас, Альберт; Руис, Хавьер; Кирби, Джон Ф.; Ромео, Игнатий; Техеро, Роуз; Капоте, Рамон (01 ноября 2015 г.). «Строение литосферы Венеры по гравитации и топографии » Икар 260 : 215–231. дои : 10.1016/j.icarus.2015.07.020 . hdl : 20.500.11937/33938 . ISSN   0019-1035 .
  20. ^ Стивенсон, Дэвид Дж. (15 марта 2003 г.). «Планетарные магнитные поля» (PDF) . Письма о Земле и планетологии . 208 (1–2): 1–11. Бибкод : 2003E&PSL.208....1S . дои : 10.1016/S0012-821X(02)01126-3 .
  21. ^ Грили, Р.; и др. (1984). «Переносимый ветром песок на Венере». Икар . 57 : 112–124. дои : 10.1016/0019-1035(84)90013-7 ; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее». Успехи физической географии . 36 : 110–124 [111]. дои : 10.1177/0309133311425399 . hdl : 10088/17607 . S2CID   129491924 .
  22. ^ Грили, Р.; и др. (1984). «Переносимый ветром песок на Венере». Икар . 57 : 112–124. дои : 10.1016/0019-1035(84)90013-7 ; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее». Успехи физической географии . 36 : 110–124 [112]. дои : 10.1177/0309133311425399 . hdl : 10088/17607 . S2CID   129491924 .
  23. ^ Крэддок, Роберт А. (2011). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее». Успехи физической географии . 36 (1): 110–124. дои : 10.1177/0309133311425399 . S2CID   129491924 .
  24. ^ Грили, Р. и др., Эоловые особенности Венеры: предварительные результаты Магеллана . Журнал геофизических исследований 97 (E8): 13319–13345. 1992г.; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF) . Успехи физической географии . 36 : 110–124 [112]. дои : 10.1177/0309133311425399 . S2CID   129491924 .
  25. ^ Грили, Р. и др., 1995 Особенности и процессы, связанные с ветром на Венере: сводка результатов Магеллана . Икар 115: 399–420.; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF) . Успехи физической географии . 36 : 110–124 [112]. дои : 10.1177/0309133311425399 . S2CID   129491924 .
  26. ^ Вайц, CM, в Ford, et al. (ред.). Процессы модификации поверхности. В: Руководство по интерпретации изображений Магеллана . Пасадена, Калифорния: Реактивное движение НАСАЛаборатория. NASA-CR-194340 Публикация JPL 93-24: 57–73. 1993 г.; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF) . Успехи физической географии . 36 : 110–124 [112]. дои : 10.1177/0309133311425399 . S2CID   129491924 .
  27. ^ Хашимото, GL; Роос-Сероте, М.; Сугита, С.; Гилмор, MS; Камп, LW; Карлсон, RW; Бэйнс, К.Х. (2008). «Кислотная горная кора на Венере, предложенная по данным картографического спектрометра ближнего инфракрасного диапазона Галилео». Журнал геофизических исследований: Планеты . 113 (Е9): E00B24. Бибкод : 2008JGRE..113.0B24H . дои : 10.1029/2008JE003134 .
  28. ^ Дэвид Сига (10 октября 2007 г.). «Разве древние океаны Венеры были инкубаторами жизни?» . Новый учёный .
  29. ^ Перейти обратно: а б Майкл Дж. Уэй; и др. (26 августа 2016 г.). «Была ли Венера первым обитаемым миром нашей Солнечной системы?» . Письма о геофизических исследованиях . 43 (16): 8376–8383. arXiv : 1608.00706 . Бибкод : 2016GeoRL..43.8376W . дои : 10.1002/2016GL069790 . ПМЦ   5385710 . ПМИД   28408771 .
  30. ^ Майкл Кэббидж и Лесли Маккарти (11 августа 2016 г.). «Климатическое моделирование НАСА предполагает, что Венера могла быть обитаемой» . НАСА . Проверено 19 ноября 2016 г.
  31. ^ Шеннон Холл (10 августа 2016 г.). «Адская Венера могла быть обитаемой на протяжении миллиардов лет» . Научный американец . Проверено 19 ноября 2016 г.
  32. ^ Перейти обратно: а б «Куда делась вода Венеры?» . Европейское космическое агентство . 18 декабря 2008 года . Проверено 19 ноября 2016 г.
  33. ^ Берто, Жан-Лу; Вандаэле, Анн-Карин; Кораблев Олег; Виллард, Э.; Федорова А.; Фюссен, Д.; Кемере, Э.; Беляев Д.; и др. (2007). «Теплый слой в криосфере Венеры и высотные измерения HF, HCl, H2O и HDO» (PDF) . Природа . 450 (7170): 646–649. Бибкод : 2007Natur.450..646B . дои : 10.1038/nature05974 . ПМИД   18046397 . S2CID   4421875 .

Ресурсы, доступные в Интернете

[ редактировать ]

Публикации

[ редактировать ]
  • Лицо Венеры. Миссия по радиолокационному картографированию Магеллана , авторы Ладислав Э. Рот и Стивен Д. Уолл. Специальное издание НАСА, Вашингтон, округ Колумбия, июнь 1995 г. (SP-520).
[ редактировать ]
  • Модификация поверхности Венеры, выведенная из наблюдений Магеллана на равнинах , Р.Э. Ардвисон, Р. Грили, М.К. Малин, Р.С. Сондерс, Н.Р. Изенберг, Дж.Дж. Плаут, Э.Р. Стофан и М.К. Шепард. Геофизические исследования 97, 13.303. (1992)
  • Миссия радара Magellan Imaging на Венеру , автор WTK Johnson. Учеб. IEEE 79, 777. (1991).
  • Планетарные пейзажи , 3-е издание, Р. Грили. Чепмен и Холл. (1994)
  • Венера - геологическая история , 1-е издание, Питер Каттермол.UCL Press. (1994).
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Geology_of_Venus&oldid=1225763245"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: c4b3af91bc8e2c913891bfe4ec523783__1716725880
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/c4/83/c4b3af91bc8e2c913891bfe4ec523783.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Geology of Venus - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)