Поверхность Венеры доминирует над геологическими особенностями, которые включают вулканы, крупные ударные кратеры и эоловые эрозионные и седиментационные формы рельефа. Венера имеет топографию, отражающую ее единую, прочную коровую плиту, с унимодальным распределением высот (более 90% поверхности лежит в пределах высоты от -1,0 до 2,5 км) [1] , что сохраняет геологические структуры в течение длительных периодов времени. Исследования поверхности Венеры основаны на данных визуализации, радара и альтиметрии, собранных с нескольких исследовательских космических зондов , в частности, Magellan , с 1961 года (см. Исследование Венеры ). Несмотря на сходство с Землей по размеру, массе, плотности и, возможно, составу, Венера имеет уникальную геологию, которая не похожа на земную. Хотя поверхность Венеры намного старше Земли, она относительно молода по сравнению с другими планетами земной группы (<500 миллионов лет), возможно, из-за глобального масштабного события обновления поверхности, которое похоронило большую часть предыдущей записи горных пород. [2] Считается, что Венера имеет примерно такой же элементный состав, как и Земля, из-за физического сходства, но точный состав неизвестен. Условия на поверхности Венеры более экстремальные, чем на Земле, с температурами от 453 до 473 °C и давлением 95 бар. [3] На Венере нет воды, что делает кору прочнее и помогает сохранять поверхностные особенности. Наблюдаемые особенности свидетельствуют о работающих геологических процессах. На данный момент было классифицировано двадцать типов особенностей. Эти классы включают локальные особенности, такие как кратеры, короны и унды, а также особенности регионального масштаба, такие как планиции, плоскости и тессеры. [4]
Равнины — это большие области относительно плоского рельефа на Венере, которые формируются на разных высотах. Равнины с высотами в пределах 1–3 км от точки отсчета называются равнинами низменностей, или planitiae , а те, что выше, называются высокогорными равнинами, или plana . [4] Равнины покрывают 80% поверхности Венеры и, в отличие от тех, которые наблюдаются на других силикатных планетах, сильно разломлены или трещиноваты на всем протяжении. Структурно эти равнины содержат такие особенности, как морщинистые хребты, грабены ( fossa и linea ), разломы, уступы ( rupes ), впадины, холмы ( collis ) и дайки как в локальном, так и в региональном масштабе. [5] Равнины часто содержат видимые картины потоков, указывающие на источник из потоков вулканической лавы. Более выраженные поля потоков лавы называются fluctūs . Наличие поверхностных потоков в сочетании с пересекающими их долинами породило гипотезу о том, что эти равнины, вероятно, образовались в результате глобальных потоков лавы в течение короткого периода времени и впоследствии подверглись компрессионным и растягивающим напряжениям. [6] Структурно равнины часто деформированы в поясах хребтов ( дорса ) или разломов ( линии ) различной ориентации и морфологии.
Поверхность Венеры содержит более 200 систем каналов и названных долин, которые напоминают земные реки. Эти каналы различаются по длине и ширине и обычно встречаются в плоских областях планеты. Длина и ширина каналов варьируются от минимального разрешения изображений Magellan до более 6800 км в длину ( Baltis Vallis ) и до 30 км в ширину. Их глобальное распределение неравномерно и, как правило, концентрируется вокруг экваториальной области, вблизи вулканических структур. Венерианские долины также демонстрируют характеристики потоков, такие как дамбы на краях и сужение и обмеление вниз по течению. Каналы также не содержат притоков, несмотря на их большой масштаб. Однако из-за высокой температуры поверхности Венеры жидкая вода нестабильна, что затрудняет их сравнение с земными реками. Эти особенности похожи на потоки лавы на других планетах земной группы, что привело к выводу, что эти долины, вероятно, образовались из вулканических потоков. Это также подтверждается доказательствами застывших потоков лавы, заполняющих долины. [7] Каналы, вероятно, образовались в очень короткие сроки (1–100 лет), что указывает на очень быстрое движение и эрозию лав. [6] Венерианские каналы классифицируются по морфологии и включают три типа: простые, сложные и составные. [8]
На Венере обнаружено более 1100 вулканических структур диаметром более 20 км, и предполагается, что число более мелких структур, вероятно, во много раз больше. Эти структуры включают в себя крупные вулканические сооружения, поля щитовых вулканов и отдельные кальдеры. Каждая из этих структур представляет собой центр извержения экструзивной магмы, и различия в количестве выделившейся магмы, глубине магматической камеры и скорости пополнения магмы влияют на морфологию вулкана. По сравнению с Землей количество сохранившихся вулканических зон ошеломляет, и это основано на прочной коре Венеры из-за недостатка воды. Вулканические центры на Венере распределены неравномерно, так как более половины центров находятся в регионе Бета-Атла-Фемида и вокруг него, который охватывает <30% поверхности планеты. Они, как правило, возникают на средних и верхних высотах, где распространены рифтинг и растяжение, и они сигнализируют о подъеме мантии на поверхность. [9] Вулканические центры на Венере характеризуются двумя основными категориями в зависимости от способности или неспособности создавать неглубокий резервуар магмы: крупные потоки, исходящие из одного сооружения, или обширные регионы с множеством небольших мест извержений, сгруппированных вместе. [10]
Короны представляют собой крупные круглые структуры с концентрическими трещинами вокруг них, которые возникают в результате подъема мантии с последующим обрушением растяжения. Поскольку многие последовательности подъема и обрушения наблюдались как структурно различные короны на поверхности Венеры, все короны, по-видимому, разделяют последовательность сильного вулканизма в результате подъема, топографического подъема, тектонической деформации, оседания из-за гравитационного коллапса и продолжающегося вулканизма. Короны на Венере различаются по местоположению топографического подъема и характеризуются как таковые. Топографический подъем может происходить в депрессии, на краю, на внешнем краю или в комбинации этих мест. Обрушающиеся короны в сочетании с растяжением могут привести к рифтообразованию, создавая область хазмат . [9] [11]
Большие поля лавовых потоков описываются как лава типа наводнения, которую можно увидеть в полях флюктуса. Это регионы, затопленные множеством вулканических потоков с низкой вязкостью из одного источника, который покрывает область в непрерывном поле потока. Некоторые потоки могут быть радиально распределены вокруг вулкана корон в виде фартука, иметь веерообразную форму или быть субпараллельными по своей ориентации. Большие поля потоков могут быть получены из крупных вулканов, кальдер, рифтовых структур или полей щитовых вулканов, и они часто связаны с протяженными средами. [9] [10]
Топографические возвышенности представляют собой куполообразные области высокого рельефа, которые являются результатом как вулканических, так и тектонических процессов. Эти области находятся в диапазоне от 1 до 4 км над уровнем моря и имеют ширину от 1000 до 3000 км. [9] [10] Эти возвышенности связаны с аномалиями высокой плотности, которые указывают на источник из мантийных плюмов под корой, которые деформируют и поднимают регион. Из топографических возвышенностей на Венере были выявлены три типа на основе их доминирующей тектонической или вулканической морфологии: вулканические, рифтовые и коронные. Вулканические возвышенности, такие как Bell Regio , имеют вулканы на вершине топографического возвышения. Рифтовые возвышенности подняты рифтообразованием и истончением литосферы и включают Beta Regio и вышележащую Theia Mons . В случае подъема, в котором доминируют короны, подъем вызван гравитационным коллапсом и расширением магматического очага, включая область Фемиды . [9]
Тессеры являются уникальной особенностью Венеры и характеризуются как регионы размером с континент с высоким рельефом (от 1 до >5 км над уровнем моря), которые сильно деформированы, часто со сложными узорами хребтов. Эти области образованы пересечением по крайней мере двух структурных компонентов. Тессеры классифицируются на основе их структурных компонентов. Типы тессер [12] Примерами являются Земля Иштар и Земля Афродиты . Тессеры считаются старейшими поверхностными образованиями на Венере из-за их обширной деформации и могут отражать условия на Венере до глобального события обновления поверхности. [12] Некоторые из хребтов, обнаруженных на территориях тессер, особенно в Земле Иштар, образуют большие горные (или mons ) пояса. Вдоль экваториальных и южных широт тессеры обозначены как regiones , тогда как в северных широтах обозначены как tessera . [4]
Ударные кратеры представляют собой приблизительно круглые углубления на поверхности планеты, образовавшиеся из-за высокоскоростных столкновений с внеземными телами. Поверхность Венеры содержит почти 1000 ударных кратеров. Однако, в отличие от некоторых планет в нашей системе, толстая атмосфера Венеры создает прочный щит, который замедляет, сплющивает и может разрушать входящие снаряды. Поверхность Венеры лишена мелких кратеров (размером ≤30–50 км) из-за воздействия атмосферы на небольшие тела. В зависимости от угла удара, скорости, размера и силы приближающегося тела атмосфера может разорвать и раздавить снаряд, по сути расплавив его в воздухе. Это важное наблюдение для исследований поверхности Венеры, поскольку кратеры используются для определения относительного возраста и приблизительного абсолютного возраста поверхностных объектов. [13]
Кратеры на Венере сохраняются в первозданном состоянии, что делает их классификацию и механику удара легко интерпретируемыми. Небольшие снаряды сгорают в атмосфере, а те, которые добираются до поверхности, распадаются на более мелкие части, создавая скопления ударных кратеров, похожие по внешнему виду на круглые лунные кратеры. По мере увеличения размера кратера вероятность его разрушения в атмосфере уменьшается, и ударные кратеры становятся более круглыми с центральными пиками из-за изостатического отскока коры. Атмосфера может сплющивать и замедлять более крупные метеороиды до конечной скорости и заставлять их взрываться при ударе или вблизи поверхности, осыпая область обломками. Ударная волна от этих взрывов может сплющивать окружающую область на несколько километров. Крупные удары создают параболические конусы выемки и потоки лавоподобных обломков. [14]
Недавние снимки Magellan показывают более 6000 эоловых форм рельефа , включая дюны (или ундэ ), ветровые полосы и ярданги . Ундэ и ярданги имеют прямые аналоги на Земле, и процесс, который создает их здесь, может быть применен к тем, которые видны на Венере. На поверхности были обнаружены большие поля дюн, и размеры дюн варьируются от нескольких метров до сотен метров. Аналогично, поля ярданг могут существовать в таких местах, как кратер Мид . [4] Ветровые полосы представляют собой параллельные линейные полосы, которые образуются, когда преобладающие ветры разрушают поверхностную геологию. Эти особенности иллюстрируют эрозионное воздействие атмосферы на поверхность Венеры. [15]
Медиа, связанные с поверхностными особенностями Венеры на Wikimedia Commons