На поверхности Венеры преобладают геологические особенности, в том числе вулканы, большие ударные кратеры, а также формы рельефа эоловой эрозии и осадконакопления. Венера имеет топографию, отражающую ее единую прочную плиту земной коры с унимодальным распределением высот (более 90% поверхности находится в пределах отметок -1,0 и 2,5 км) [1] , что сохраняет геологические структуры в течение длительных периодов времени. Исследования поверхности Венеры основаны на данных изображений, 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. Несмотря на то, что поверхность Венеры намного старше Земли, 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. [2] 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. [3] 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. [4]
_-_33_(4996826548).jpg/1280px-Venus_(NASA)_-_33_(4996826548).jpg)
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 . [4] Равнины покрывают 80% поверхности Венеры и, в отличие от других силикатных планет, 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. [5] На равнинах часто наблюдаются видимые структуры 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. [6] В структурном отношении равнины часто деформированы в пояса хребтов ( dorsa ) или разломов ( lineae ) различной ориентации и морфологии.
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. [7] Каналы, вероятно, сформировались 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 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. [9] 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. [10]
Короны представляют собой крупные круглые структуры с концентрическими разломами вокруг них, образовавшиеся в результате мантийного апвеллинга с последующим коллапсом растяжения. Поскольку на поверхности Венеры наблюдалось множество последовательностей апвеллингов и коллапсов в виде структурно различных корон, все короны, по-видимому, разделяют последовательность сильного 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 . [9] [11]
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. [9] [10]
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. [9] [10] 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 . [9]
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. Типы Тессеры [12] Примеры включают Иштар Терру и Афродиту Терру . Тессеры считаются старейшими поверхностными образованиями Венеры из-за их обширной деформации и могут отражать условия на Венере до глобального события обновления поверхности. [12] Некоторые из хребтов, обнаруженных 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 . [4]
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. [13]
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 кусочки, 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 сплющивать 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. [14]
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 . [4] Полосы ветра — это параллельные линейные полосы, которые образуются, когда преобладающие ветры разрушают геологию поверхности. Эти особенности иллюстрируют эрозионное воздействие атмосферы на поверхность Венеры. [15]
СМИ, связанные с особенностями поверхности Венеры, на Викискладе?