Геология Венеры — это научное изучение поверхности, коры и недр планеты Венера . В Солнечной системе это ближайшая к Земле и наиболее похожая на нее по массе, но не имеющая магнитного поля или узнаваемой системы тектонических плит . Большая часть поверхности Земли представляет собой обнаженную вулканическую породу, некоторые с тонкими и неоднородными слоями почвенного покрова, в резком контрасте с Землей, Луной и Марсом . Присутствуют некоторые ударные кратеры, но Венера похожа на Землю тем, что на ней меньше кратеров, чем на других каменистых планетах, которые в значительной степени покрыты ими. Это отчасти связано с тем, что толщина венерианской атмосферы разрушает небольшие ударные тела до того, как они ударяются о землю, но малочисленность крупных кратеров может быть связана с вулканическим восстановлением поверхности, возможно, катастрофического характера. Вулканизм, по-видимому, является доминирующим агентом геологических изменений на Венере. Некоторые из вулканических форм рельефа, по-видимому, уникальны для этой планеты. Существуют щитовые и композитные [ требуется ссылка ] вулканы, похожие на те, что есть на Земле, хотя эти вулканы значительно короче тех, что есть на Земле или Марсе. [1] Учитывая, что Венера имеет примерно такой же размер, плотность и состав, как Земля, вполне вероятно, что вулканизм может продолжаться на планете и сегодня, как показали недавние исследования. [2]
Большая часть поверхности Венеры относительно плоская; она разделена на три топографических единицы: низменности, возвышенности и равнины. На заре радиолокационных наблюдений возвышенности сравнивали с континентами Земли, но современные исследования показали, что это поверхностно, а отсутствие тектоники плит делает это сравнение обманчивым. Тектонические особенности присутствуют в ограниченной степени, включая линейные «пояса деформации», состоящие из складок и разломов. Они могут быть вызваны конвекцией мантии. Многие из тектонических особенностей, такие как тессеры (крупные области сильно деформированного рельефа, складчатые и разломанные в двух или трех измерениях) и паутинные образования (те особенности, которые напоминают паутину), связаны с вулканизмом.
Эоловые формы рельефа не распространены на поверхности планеты, но есть весомые доказательства того, что атмосфера планеты вызывает химическое выветривание горных пород, особенно на больших высотах. Планета удивительно сухая, в атмосфере Венеры обнаружены только химические следы водяного пара (20 ppm ) . На радиолокационных изображениях поверхности не видно никаких форм рельефа, указывающих на наличие воды или льда в прошлом. Атмосфера демонстрирует изотопные свидетельства того, что она была лишена летучих элементов в результате выделения газа и эрозии солнечным ветром с течением времени, что подразумевает возможность того, что на Венере могла быть жидкая вода в какой-то момент в далеком прошлом; прямых доказательств этого не обнаружено. Много спекуляций о геологической истории Венеры продолжается и сегодня.
Поверхность Венеры не так легкодоступна из-за чрезвычайно плотной атмосферы (примерно в 90 раз плотнее земной) и температуры поверхности 470 °C (878 °F). Большая часть того, что известно о ней, получена из наблюдений орбитальных радаров , поскольку поверхность постоянно скрыта в видимом диапазоне волн облачным покровом. Кроме того, ряд посадочных модулей передали данные с поверхности, включая изображения.
Исследования, опубликованные в октябре 2023 года, впервые предполагают, что на Венере в древние времена могла происходить тектоника плит , и, как следствие, там могла быть более пригодная для жизни среда , возможно, когда-то способная поддерживать формы жизни . [3] [4]
Поверхность Венеры сравнительно плоская. Когда 93% топографии было нанесено на карту Pioneer Venus Orbiter , ученые обнаружили, что общее расстояние от самой низкой точки до самой высокой точки на всей поверхности составило около 13 километров (8,1 мили), что примерно равно вертикальному расстоянию между океаническим дном Земли и самыми высокими вершинами Гималаев . Этого сходства следовало ожидать, поскольку максимально достижимые перепады высот на планете в значительной степени определяются силой гравитации планеты и механической прочностью ее литосферы , они схожи для Земли и Венеры. [5] : 183
По данным высотомеров Pioneer Venus Orbiter , почти 51% поверхности расположено в пределах 500 метров (1600 футов) от срединного радиуса 6052 км (3761 миля); только 2% поверхности расположено на высотах более 2 километров (1,2 мили) от срединного радиуса.
Альтиметрический эксперимент Магеллана подтвердил общий характер ландшафта. Согласно данным Магеллана, 80% рельефа находится в пределах 1 км (0,62 мили) от срединного радиуса. Наиболее важные возвышенности находятся в горных цепях, окружающих плато Лакшми : горы Максвелл (11 км, 6,8 мили), горы Акна (7 км, 4,3 мили) и горы Фрейя (7 км, 4,3 мили). Несмотря на относительно плоский ландшафт Венеры, данные альтиметрии также обнаружили большие наклонные равнины. Так обстоит дело с юго-западной стороной гор Максвелл, которые в некоторых частях, кажется, наклонены примерно на 45°. Наклоны в 30° были зарегистрированы в горах Дану и области Фемиды .
Около 75% поверхности состоит из голых скальных пород.
На основании данных альтиметра, полученных с зонда Pioneer Venus Orbiter, а также данных Magellan, топография планеты делится на три провинции: низменности, осадочные равнины и возвышенности.
Эта единица охватывает около 10% поверхности планеты, с высотами более 2 км (1,2 мили). Крупнейшие провинции нагорья — Земля Афродиты , Земля Иштар и Земля Лады , а также регионы Бета , Область Фебы и Область Фемиды . Регионы Альфа , Область Белла , Область Эйстлы и Область Толуса — более мелкие регионы нагорья.
Некоторые участки рельефа в этих областях особенно эффективно отражают сигналы радаров. [6] : стр. 1 Это, возможно, аналогично снеговым линиям на Земле и, вероятно, связано с тем, что температуры и давления там ниже, чем в других провинциях из-за большей высоты, что позволяет существовать особой минералогии. [примечание 1] Считается, что горные образования на большой высоте могут содержать или быть покрыты минералами с высокой диэлектрической проницаемостью . [6] : 1 Минералы с высокой диэлектрической проницаемостью были бы стабильны при температуре окружающей среды в высокогорьях, но не на равнинах, которые составляют остальную часть поверхности планеты. Пирит , сульфид железа, соответствует этим критериям и широко подозревается в качестве возможной причины; он мог бы быть образован химическим выветриванием вулканических высокогорий после длительного воздействия серосодержащей атмосферы Венеры. [8] Присутствие пирита на Венере оспаривалось, при этом атмосферное моделирование показало, что он может быть нестабильным в атмосферных условиях Венеры. [9] Были выдвинуты и другие гипотезы для объяснения более высокой радиолокационной отражательной способности в высокогорьях, включая наличие сегнетоэлектрического материала, диэлектрическая проницаемость которого изменяется с температурой (при этом Венера имеет изменяющийся температурный градиент с высотой). [10] Было замечено, что характер радиолокационно ярких высокогорий не одинаков по всей поверхности Венеры. Например, Максвелл Монтес показывает резкое, похожее на линию снега изменение отражательной способности, которое согласуется с изменением минералогии, тогда как Овда Реджио показывает более постепенную тенденцию к повышению яркости. Тенденция к повышению яркости на Овда Реджио согласуется с сегнетоэлектрической сигнатурой и, как предполагается, указывает на присутствие хлорапатита . [11]
Равнины осадконакопления имеют среднюю высоту от 0 до 2 км и покрывают более половины поверхности планеты.
Остальная часть поверхности представляет собой низины и в целом находится ниже нулевой отметки. Данные радиолокационной отражательной способности показывают, что в сантиметровом масштабе эти области гладкие, в результате градации (накопления тонкозернистого материала, вымытого с возвышенностей).
Десять космических аппаратов успешно приземлились на Венере и передали данные; все они были запущены Советским Союзом . Венера 9 , 10 , 13 и 14 имели камеры и передали изображения почвы и скал . Результаты спектрофотометрии показали, что эти четыре миссии подняли облака пыли при посадке, что означает, что некоторые частицы пыли должны быть меньше примерно 0,02 мм. Камни на всех четырех участках показали тонкие слои, некоторые слои были более отражающими, чем другие. Эксперименты с камнями на участках Венеры 13 и 14 показали, что они были пористыми и легко дробились (выдерживающими максимальные нагрузки от 0,3 до 1 МПа ) [примечание 2] эти камни могут быть слабо литифицированными осадками или вулканическим туфом. [7] : 1709 Спектрометрия показала, что поверхностные материалы в местах посадки Венеры 9, 10, 14 и Веги 1 и 2 имели химический состав, аналогичный толеитовым базальтам, в то время как в местах посадки Венеры 8 и 13 химический состав напоминал щелочные базальты. [7] : 1707–1709
Наземные радиолокационные исследования позволили выявить некоторые топографические закономерности, связанные с кратерами , а зонды Venera 15 и Venera 16 выявили почти 150 таких особенностей вероятного ударного происхождения. Глобальное покрытие Magellan впоследствии позволило выявить около 900 ударных кратеров.
По сравнению с Меркурием , Луной и другими подобными телами, на Венере очень мало кратеров. Отчасти это связано с тем, что плотная атмосфера Венеры сжигает более мелкие метеориты до того, как они достигают поверхности. [14] Данные Венеры и Магеллана согласуются: ударных кратеров диаметром менее 30 километров (19 миль) очень мало, а данные Магеллана показывают отсутствие каких-либо кратеров диаметром менее 2 километров (1,2 мили). Маленькие кратеры нерегулярны и появляются группами, что указывает на замедление и распад ударников. [14] Однако крупных кратеров также меньше, и они кажутся относительно молодыми; они редко заполнены лавой, что показывает, что они образовались после прекращения вулканической активности в этом районе, а радиолокационные данные указывают на то, что они неровные и не успели разрушиться.
По сравнению с ситуацией на таких телах, как Луна, на Венере сложнее определить возраст различных участков поверхности на основе подсчета кратеров из-за небольшого их количества. [15] Однако характеристики поверхности соответствуют совершенно случайному распределению, [16] что означает, что поверхность всей планеты примерно одного возраста или, по крайней мере, что очень большие участки не сильно отличаются по возрасту от среднего.
В совокупности эти данные свидетельствуют о том, что поверхность Венеры геологически молода. Распределение ударных кратеров, по-видимому, наиболее соответствует моделям, которые предполагают почти полное обновление поверхности планеты. После этого периода экстремальной активности скорость процесса снизилась, и ударные кратеры начали накапливаться, с тех пор претерпев лишь незначительные изменения и обновление поверхности.
Молодая поверхность, образовавшаяся в одно и то же время, представляет собой иную ситуацию по сравнению с любой другой планетой земной группы.
Оценки возраста, основанные на подсчетах кратеров, указывают на молодую поверхность, в отличие от гораздо более старых поверхностей Марса, Меркурия и Луны. [примечание 3] Для того, чтобы это имело место на планете без переработки коры тектоникой плит, требуется объяснение. Одна из гипотез заключается в том, что Венера претерпела некое глобальное обновление поверхности около 300–500 миллионов лет назад, которое стерло свидетельства более старых кратеров. [17]
Одним из возможных объяснений этого события является то, что оно является частью циклического процесса на Венере. На Земле тектоника плит позволяет теплу выходить из мантии посредством адвекции , переноса материала мантии на поверхность и возвращения старой коры в мантию. Но на Венере нет никаких доказательств 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 событие всплытия покрывает большую часть или всю планету лавой, пока мантия не станет достаточно холодной, чтобы процесс начался снова.
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 сооружений, таких как короны . Это геологические особенности, которые считаются почти уникальными для Венеры: огромные кольцеобразные структуры диаметром 100–300 километров (62–186 миль) и возвышающиеся на сотни метров над поверхностью. Единственное другое место, где они были обнаружены, — это спутник Урана Миранда . Считается, что они образуются, когда струи поднимающегося горячего материала в мантии выталкивают кору вверх в форму купола, который затем разрушается в центре, когда расплавленная лава остывает и вытекает по бокам, оставляя короноподобную структуру: корону.
Различия можно увидеть в вулканических отложениях. Во многих случаях вулканическая активность локализуется в фиксированном источнике, и отложения находятся в непосредственной близости от этого источника. Этот тип вулканизма называется «централизованным вулканизмом», поскольку вулканы и другие географические объекты образуют отдельные регионы. Второй тип вулканической активности не является радиальным или централизованным; потоки базальтов покрывают широкие пространства поверхности, подобно таким объектам, как Деканские траппы на Земле. Эти извержения приводят к вулканам «потокового типа».
Вулканы диаметром менее 20 километров (12 миль) очень распространены на Венере, и их может быть сотни тысяч или даже миллионы. Многие выглядят как сплющенные купола или «блины», которые, как полагают, образовались таким же образом, как и щитовые вулканы на Земле. [ требуется ссылка ] [примечание 4] Эти блинчатые купольные вулканы представляют собой довольно круглые образования, которые имеют высоту менее 1 километра (0,62 мили) и во много раз большую ширину. Обычно можно найти группы из сотен таких вулканов в областях, называемых щитовыми полями. Купола Венеры в 10–100 раз больше тех, которые образовались на Земле. Обычно их связывают с «коронами» и тессерами . Считается, что блины образованы очень вязкой, богатой кремнеземом лавой, извергающейся под высоким атмосферным давлением Венеры. Купола, называемые куполами с фестончатым краем (обычно называемые клещами , потому что они выглядят как купола с многочисленными ножками ), как полагают, подверглись массовым опустошительным событиям, таким как оползни на их краях. Иногда вокруг них можно увидеть отложения обломков.
На Венере вулканы в основном щитового типа. [ необходима цитата ] Тем не менее, морфология щитовых вулканов Венеры отличается от щитовых вулканов на Земле. На Земле щитовые вулканы могут быть шириной в несколько десятков километров и высотой до 10 километров (6,2 мили) в случае Мауна-Кеа , измеренной от морского дна. На Венере эти вулканы могут охватывать сотни километров площади, но они относительно плоские, со средней высотой 1,5 километра (0,93 мили).
Другие уникальные особенности поверхности Венеры — новые звезды (радиальные сети даек или грабенов ) и паукообразные образования . Новая звезда образуется, когда большие количества магмы выдавливаются на поверхность, образуя радиальные хребты и траншеи, которые обладают высокой отражательной способностью для радаров. Эти дайки образуют симметричную сеть вокруг центральной точки, где вышла лава, где также может быть впадина, вызванная коллапсом магматического очага .
Арахноиды так названы, потому что они напоминают паутину , состоящую из нескольких концентрических овалов, окруженных сложной сетью радиальных трещин, похожих на трещины новой звезды. Неизвестно, имеют ли около 250 особенностей, идентифицированных как паутинные, общее происхождение или являются результатом различных геологических процессов.
Несмотря на то, что Венера, по-видимому, не имеет глобальной системы тектонических плит как таковой, поверхность планеты демонстрирует различные особенности, связанные с локальной тектонической активностью. Такие особенности, как разломы , складки и вулканы, присутствуют там и могут быть в значительной степени обусловлены процессами в мантии.
Активный вулканизм Венеры породил цепи складчатых гор, рифтовых долин и рельеф, известный как тессера , слово, означающее «плитка для пола» на греческом языке. Тессера демонстрирует эффекты эонов сжатия и деформации растяжения.
В отличие от земных, деформации на Венере напрямую связаны с региональными динамическими силами внутри мантии планеты . 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 предполагает, что деформация поверхности Венеры должна объясняться конвективными движениями внутри мантии планеты.
Тектонические деформации на Венере происходят в различных масштабах, самые маленькие из которых связаны с линейными трещинами или разломами. Во многих областях эти разломы выглядят как сети параллельных линий. Найдены небольшие прерывистые горные гребни, которые напоминают те, что на Луне и Марсе . Эффекты обширного тектонизма проявляются в наличии нормальных разломов , где кора опустилась в одной области относительно окружающей породы, и поверхностных разломов. Радиолокационные изображения показывают, что эти типы деформаций сосредоточены в поясах, расположенных в экваториальных зонах и на высоких южных широтах . Эти пояса имеют ширину в сотни километров и, по-видимому, взаимосвязаны по всей планете, образуя глобальную сеть, связанную с распределением вулканов.
Разломы Венеры, образованные расширением литосферы , представляют собой группы впадин шириной от десятков до сотен метров и длиной до 1000 км (620 миль). Разломы в основном связаны с крупными вулканическими возвышенностями в форме куполов, такими как в Beta Regio , Atla Regio и западной части Eistla Regio . Эти возвышенности, по-видимому, являются результатом огромных мантийных плюмов (восходящих потоков магмы), которые вызвали возвышение, трещины, сбросы и вулканизм.
Самая высокая горная цепь на Венере, Максвелл Монтес в Иштар Терра , была сформирована процессами сжатия, расширения и бокового движения. Другой тип географического объекта, обнаруженный в низинах, состоит из поясов хребтов, возвышающихся на несколько метров над поверхностью, шириной в сотни километров и длиной в тысячи километров. Существуют две основные концентрации этих поясов: одна в Lavinia Planitia около южного полюса, а вторая рядом с Atalanta Planitia около северного полюса.
Тессеры в основном встречаются в Aphrodite Terra , Alpha Regio , Tellus Regio и восточной части Ishtar Terra ( Fortuna Tessera ). Эти регионы содержат наложение и пересечение грабенов различных геологических единиц, что указывает на то, что это самые старые части планеты. Когда-то считалось, что тессеры были континентами, связанными с тектоническими плитами, такими как земные; на самом деле они, вероятно, являются результатом потоков базальтовой лавы, образовавших большие равнины, которые затем подверглись интенсивному тектоническому разлому. [7]
Тем не менее, исследования, опубликованные 26 октября 2023 года, предполагают, что Венера, впервые, могла иметь тектонику плит в древние времена. В результате Венера могла иметь более пригодную для жизни среду , и, возможно, когда-то способную к формам жизни . [3] [4]
Кора Венеры, по-видимому, имеет толщину в среднем 20–25 километров (12–16 миль) и состоит из основных силикатных пород . [19] Толщина мантии Венеры составляет приблизительно 2840 километров (1760 миль), ее химический состав, вероятно, аналогичен составу хондритов . [7] : 1729 Поскольку Венера является планетой земной группы , предполагается, что у нее есть ядро, состоящее из полутвердого железа и никеля с радиусом приблизительно 3000 километров (1900 миль). [ необходима ссылка ]
Отсутствие сейсмических данных с Венеры серьезно ограничивает то, что можно определенно узнать о структуре мантии планеты, но модели мантии Земли были изменены для составления прогнозов. Ожидается, что самая верхняя мантия, примерно от 70 до 480 километров (от 43 до 298 миль) в глубину, в основном состоит из минерала оливина . Спускаясь через мантию, химический состав остается в основном тем же самым, но где-то между 480 и 760 километрами (от 300 до 470 миль) увеличивающееся давление заставляет кристаллическую структуру оливина измениться на более плотно упакованную структуру шпинели . Другой переход происходит между 760 и 1000 километрами (от 470 до 620 миль) в глубину, где материал принимает все более компактные кристаллические структуры ильменита и перовскита и постепенно становится более похожим на перовскит, пока не будет достигнута граница ядра. [7] : 1729–1730
Венера похожа на Землю по размеру и плотности, и, вероятно, также по объемному составу, но у нее нет значительного магнитного поля . [7] : 1729–1730 Магнитное поле Земли создается так называемым ядром динамо , состоящим из электропроводящей жидкости, никель-железного внешнего ядра, которое вращается и конвектирует . Ожидается, что Венера имеет электропроводящее ядро аналогичного состава, и хотя ее период вращения очень велик (243,7 земных суток), моделирование показывает, что этого достаточно для создания динамо. [20] Это означает, что у Венеры отсутствует конвекция во внешнем ядре. Конвекция происходит, когда существует большая разница температур между внутренней и внешней частью ядра, но поскольку у Венеры нет тектоники плит, которая могла бы отводить тепло из мантии, возможно, что конвекция внешнего ядра подавляется теплой мантией. Также возможно, что у Венеры может отсутствовать твердое внутреннее ядро по той же причине, если ядро либо слишком горячее, либо не находится под достаточным давлением, чтобы расплавленный никель-железо мог там замерзнуть. [7] : 1730 [примечание 5]
Потоки лавы на Венере часто намного больше, чем на Земле, до нескольких сотен километров в длину и десятков километров в ширину. До сих пор неизвестно, почему эти лавовые поля или дольчатые потоки достигают таких размеров, но предполагается, что они являются результатом очень крупных извержений базальтовой, маловязкой лавы, распространяющейся, образуя широкие, плоские равнины. [7]
На Земле известны два типа базальтовой лавы: ʻaʻa и pāhoehoe . Лава ʻAʻa имеет грубую текстуру в виде сломанных блоков ( клинкеров ). Лава pāhoehoe распознается по ее подушкообразному или вязкому виду. Шероховатые поверхности выглядят яркими на радиолокационных изображениях, которые можно использовать для определения различий между лавами ʻaʻa и pāhoehoe. Эти вариации также могут отражать различия в возрасте лавы и ее сохранности. Каналы и лавовые трубки (каналы, которые остыли и над которыми образовался купол) очень распространены на Венере. 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 были широко распространены и в десять раз больше, чем на Земле. Мелвилл и Зили заявили, что гигантские размеры лавовых трубок Венеры (десятки метров в ширину и сотни километров в длину) могут быть объяснены очень жидкими потоками лавы в сочетании с высокими температурами на Венере, что позволяет лаве медленно остывать.
По большей части поля лавовых потоков связаны с вулканами. Центральные вулканы окружены обширными потоками, которые формируют ядро вулкана. Они также связаны с трещинными кратерами, коронами , плотными скоплениями вулканических куполов , конусов , колодцев и каналов.
Благодаря Магеллану было идентифицировано более 200 каналов и комплексов долин. Каналы были классифицированы как простые, сложные или составные. Простые каналы характеризуются одним длинным основным каналом. Эта категория включает ручьи , похожие на те, что обнаружены на Луне , и новый тип, называемый canali , состоящий из длинных, отдельных каналов, которые сохраняют свою ширину на протяжении всего своего пути. Самый длинный из таких каналов, идентифицированный ( Baltis Vallis ), имеет длину более 6800 километров (4200 миль), что составляет около одной шестой окружности планеты.
Сложные каналы включают анастомозные сети, в дополнение к распределительным сетям. Этот тип каналов наблюдался в связи с несколькими ударными кратерами и важными потоками лавы, связанными с крупными полями лавовых потоков. Сложные каналы состоят как из простых, так и из сложных сегментов. Самый большой из этих каналов показывает анастомозную сеть и измененные холмы, похожие на те, что присутствуют на Марсе .
Хотя форма этих каналов весьма наводит на мысль о жидкой эрозии, нет никаких доказательств того, что они были образованы водой. Фактически, нет никаких доказательств наличия воды где-либо на Венере за последние 600 миллионов лет. Хотя самая популярная теория образования каналов заключается в том, что они являются результатом термической эрозии лавой, существуют и другие гипотезы, в том числе о том, что они были образованы нагретыми жидкостями, образовавшимися и выброшенными во время ударов.
Жидкая вода и лед отсутствуют на Венере, и, таким образом, единственным агентом физической эрозии, который можно обнаружить (кроме термической эрозии потоками лавы), является ветер. Эксперименты в аэродинамической трубе показали, что плотность атмосферы позволяет переносить осадки даже при небольшом ветре. [21] Следовательно, кажущаяся редкость эоловых форм рельефа должна иметь какую-то другую причину. [22] Это означает, что переносимые частицы размером с песчинку относительно редки на планете; что может быть результатом очень медленных темпов механической эрозии. [23] : стр. 112 Процесс, который является наиболее важным для производства осадка на Венере, может быть кратерообразующими ударными событиями , что подкрепляется кажущейся связью между ударными кратерами и подветренными эоловыми формами рельефа. [24] [25] [26]
Этот процесс проявляется в выбросах ударных кратеров, выброшенных на поверхность Венеры. Материал, выброшенный во время удара метеорита , поднимается в атмосферу, где ветры переносят его на запад. По мере того, как материал откладывается на поверхности, он образует параболообразные узоры. Этот тип отложений может быть установлен поверх различных геологических объектов или потоков лавы. Поэтому эти отложения являются самыми молодыми структурами на планете. Снимки с Магеллана показывают существование более 60 таких параболообразных отложений, которые связаны с ударами кратеров.
Материал выброса, переносимый ветром, отвечает за процесс обновления поверхности со скоростью, согласно измерениям зондирования Венеры , приблизительно один метр в секунду. Учитывая плотность нижней атмосферы Венеры, ветров более чем достаточно, чтобы спровоцировать эрозию поверхности и перенос мелкозернистого материала. В регионах, покрытых отложениями выброса, можно найти линии ветра, дюны и ярданги . Линии ветра образуются, когда ветер выдувает материал выброса и вулканический пепел, откладывая его на вершине топографических препятствий, таких как купола. В результате подветренные стороны куполов подвергаются воздействию мелких зерен, которые удаляют поверхностный покров. Такие процессы обнажают материал под ним, который имеет другую шероховатость и, следовательно, другие характеристики под радаром по сравнению со сформированным осадком.
Дюны образуются в результате осаждения частиц размером с песчинки, имеющих волнообразную форму. Ярданги образуются, когда переносимый ветром материал прорезает хрупкие отложения и создает глубокие борозды.
Линейные узоры ветра, связанные с ударными кратерами, следуют траектории в направлении экватора. Эта тенденция предполагает наличие системы циркуляции ячеек Хэдли между средними широтами и экватором. Данные радара Magellan подтверждают существование сильных ветров, дующих на восток в верхней части Венеры, и меридиональных ветров на поверхности.
Химическая и механическая эрозия старых лавовых потоков вызвана реакциями поверхности с атмосферой в присутствии углекислого газа и диоксида серы (подробнее см. карбонатно-силикатный цикл ). Эти два газа являются первым и третьим по распространенности газами планеты соответственно; вторым по распространенности газом является 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.
Институт космических исследований имени Годдарда НАСА и другие предположили, что на Венере в прошлом мог быть неглубокий океан в течение 2 миллиардов лет, [27] [28] [29] [30] [31] с таким же количеством воды, как на Земле. [32] В зависимости от параметров, используемых в их теоретической модели, последняя жидкая вода могла испариться не далее как 715 миллионов лет назад. [29] В настоящее время единственная известная вода на Венере находится в форме крошечного количества атмосферного пара (20 ppm ). [7] [33] Водород , компонент воды, по-прежнему теряется в космосе сегодня, как было обнаружено космическим аппаратом Venus Express ЕКА . [32]