Геология Венеры - Geology of Venus

Радар глобальная карта поверхности Венера.

Венера это планета с поразительным геология. Из всех других планет в Солнечная система, это ближайший к земной шар и больше всего нравится по массе, но не имеет магнитное поле или узнаваемый плита тектоническая система. Большая часть поверхности земли представляет собой обнаженную вулканическую коренную породу, некоторые с тонкими и неоднородными слоями почвенного покрова, что резко контрастирует с Землей. Луна, и Марс. Некоторые ударные кратеры присутствуют, но Венера похожа на Землю тем, что кратеров меньше, чем на других каменистых планетах, которые в значительной степени ими покрыты.

Частично это происходит из-за толщины атмосферы Венеры, разрушающей небольшие удары до того, как они ударяются о землю, но малочисленность крупных кратеров может быть связана с повторным вулканическим всплытием, возможно, катастрофического характера. Вулканизм, кажется, является доминирующим фактором геологических изменений на Венере. Некоторые из вулканических форм суши кажутся уникальными для нашей планеты. Есть щит и составной вулканы, подобные найденным на Земле. Учитывая, что Венера имеет примерно такой же размер, плотность и состав, что и Земля, вполне вероятно, что вулканизм может продолжаться на планете сегодня, как показали недавние исследования. [1]

Большая часть поверхности Венеры относительно плоская; он разделен на три топографические единицы: низменность, возвышенность и равнину. В первые дни радиолокационных наблюдений высокогорья сравнивали с континентами Земли, современные исследования показали, что это поверхностно, а отсутствие тектоники плит делает это сравнение вводящим в заблуждение. Тектонические особенности присутствуют в ограниченной степени, в том числе линейные «пояса деформации», состоящие из складок и разломов. Это может быть вызвано мантийной конвекцией. Многие тектонические особенности, такие как тессеры (большие участки сильно деформированной местности, сложенные и изломанные в двух или трех измерениях), и паукообразные (для тех особенностей, которые напоминают паутину) связаны с вулканизмом.

Эолийский формы рельефа не так 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, на ней есть только химические следы водяного пара (20 промилле ) в Венерианская атмосфера. На радиолокационных изображениях поверхности не видно никаких форм рельефа, указывающих на наличие воды или льда в прошлом. Атмосфера демонстрирует изотопные свидетельства того, что с течением времени в результате дегазации и эрозии солнечного ветра были удалены летучие элементы, что предполагает возможность того, что на Венере могла быть жидкая вода в какой-то момент в далеком прошлом; никаких прямых доказательств этому не найдено. Многие спекуляции о геологической истории Венеры продолжаются и сегодня.

К поверхности Венеры нелегко добраться из-за чрезвычайно толстой атмосферы (примерно в 90 раз больше земной) и температуры поверхности 470 ° C (878 ° F). Многое из того, что о нем известно, связано с орбитальным радар наблюдений, потому что поверхность постоянно закрыта в видимом диапазоне длин волн облачным покровом. Кроме того, ряд спускаемых аппаратов вернули данные с поверхности, включая изображения.

Топография

Топография Венеры
Основная статья: Картирование Венеры

Поверхность Венеры сравнительно плоская. Когда 93% топография был нанесен на карту Орбитальный аппарат Pioneer Venus, 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 земными участками. дно океана и высшие вершины Гималаи. Этого сходства и следовало ожидать, поскольку максимально достижимые контрасты высот на планете в значительной степени определяются силой гравитации планеты и механической прочностью ее поверхности. литосфера, они похожи для Земли и Венеры.[2]:183

По данным орбитального аппарата Pioneer Venus Orbiter высотомеры, почти 51% поверхности находится в пределах 500 метров (1640 футов) от среднего радиуса 6052 км (3761 миль); только 2% поверхности расположены на высоте более 2 км (1,2 мили) от среднего радиуса.

Альтиметрический эксперимент Магеллан подтвердил общий характер пейзажа. Согласно данным Magellan, 80% топографии находится в пределах 1 км (0,62 мили) от среднего радиуса. Самые важные возвышения 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). Несмотря на относительно плоский ландшафт Венеры, данные альтиметрии также обнаружили большие наклонные равнины. Так обстоит дело с юго-западной стороной Максвелл-Монтес, которая в некоторых местах, кажется, наклонена примерно на 45 °. Наклоны 30 ° зарегистрированы в г. Дану Монтес и Фемида Реджо.

Около 75% поверхности состоит из голых пород.

На основе данных высотомера, полученных с орбитального зонда Pioneer Venus Orbiter, и данных Magellan, топография планеты разделена на три провинции: низменности, равнины отложений и нагорья.

Highlands

Топография Афродиты Терра

Это устройство покрывает около 10% поверхности планеты на высоте более 2 км (1,2 мили). Крупнейшие провинции высокогорья: Афродита Терра, Иштар Терра, и Лада Терра, а также регионы Beta Regio, Фиби Реджо и Фемида Реджо. Регионы Альфа Реджио, Bell Regio, Eistla Regio и Tholus Regio - небольшие районы высокогорья.

Некоторые участки местности в этих областях особенно эффективно отражают радиолокационные сигналы.[3]:п. 1 Возможно, это аналог снежные линии на Земле и, вероятно, связано с тем, что температура и давление там ниже, чем в других провинциях, из-за более высокого возвышения, что позволяет иметь различную минералогию.[примечание 1] Считается, что высокогорные горные образования могут содержать минералы с высоким содержанием минералов или быть покрыты ими. диэлектрические постоянные.[3]:1 Минералы с высокой диэлектрической проницаемостью будут стабильны при температурах окружающей среды в высокогорье, но не на равнинах, составляющих остальную поверхность планеты. Пирит сульфид железа соответствует этим критериям и считается возможной причиной; это могло быть произведено химическим выветриванием вулканического нагорья после длительного воздействия серосодержащей атмосферы Венеры.[5] Присутствие пирита на Венере оспаривалось, атмосферное моделирование показало, что он может быть нестабильным в атмосферных условиях Венеры.[6] Были выдвинуты и другие гипотезы для объяснения более высокой отражательной способности радара в высокогорье, в том числе наличие сегнетоэлектрик материал, диэлектрическая проницаемость которого изменяется с температурой (с Венерой, имеющей меняющийся градиент температуры с высотой).[7] Было замечено, что характер ярких с помощью радара высокогорья неодинаков на поверхности Венеры. Например, Максвелл Монтес показывает резкое изменение отражательной способности в виде снежной линии, которое согласуется с изменением минералогии, тогда как Ovda Regio показывает более постепенное повышение яркости. Тенденция повышения яркости на Ovda Regio согласуется с сегнетоэлектрической сигнатурой и, как предполагалось, указывает на присутствие хлорапатит.[8]

Равнины отложений

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

Низины

Остальная поверхность низины и обычно находится ниже нулевой отметки. Данные радиолокационной отражательной способности предполагают, что в сантиметровом масштабе эти области являются гладкими в результате градация (скопление мелкого материала, эродированного с высокогорья).

Приземные наблюдения

Десять космических аппаратов успешно приземлились на Венере и вернули данные, все они были запущены Советский союз. Венера 9, 10, 13, и 14 были камеры и вернули изображения почва и камень. Спектрофотометрия Результаты показали, что эти четыре полета подняли облака пыли при приземлении, а это означает, что некоторые частицы пыли должны быть меньше примерно 0,02 мм. Скалы на всех четырех участках имели тонкие слои, некоторые слои были более отражающими, чем другие. Эксперименты на горных породах на стоянках Венера 13 и 14 показали, что они пористые и легко разрушаются (выдерживают максимальные нагрузки от 0,3 до 1 МПа )[заметка 2] эти породы могут быть слаболитифицированными отложениями или вулканическим туфом.[4]:1709 Спектрометрия установила, что поверхностные материалы на площадках Венера 9, 10, 14 и Вега 1 и 2 имели химический состав, аналогичный толеитовым базальтам, в то время как площадки Венера 8 и 13 химически напоминали щелочные базальты.[4]:1707–1709

Ударные кратеры и оценка возраста поверхности

Радиолокационное изображение Данилова кратер в рельефе

Радиолокационные исследования Земли позволили выявить некоторые топографические закономерности, связанные с кратеры, а Венера 15 и Венера 16 зонды выявили почти 150 таких объектов вероятного происхождения удара. Глобальное покрытие от Магеллан впоследствии позволило идентифицировать около 900 ударных кратеров.

Данилова, Аглаонице и Саскья кратеры

В сравнении с Меркурий, то Луна и других подобных тел, на Венере очень мало кратеров. Отчасти это связано с тем, что плотная атмосфера Венеры сгорает меньше. метеориты прежде, чем они упадут на поверхность.[11] В Венера и Магеллан данные согласуются: существует очень мало ударных кратеров диаметром менее 30 километров (19 миль), и данные из Магеллан показать отсутствие каких-либо кратеров диаметром менее 2 км (1,2 мили). Маленькие кратеры имеют неправильную форму и появляются группами, что указывает на замедление и разрушение ударников.[11] Однако крупных кратеров тоже меньше, и они кажутся относительно молодыми; они редко заполнены лавой, что показывает, что они образовались после того, как вулканическая активность в этом районе прекратилась, а данные радаров показывают, что они грубые и не успели разрушиться.

По сравнению с ситуацией с такими телами, как Луна, определить возраст различных участков поверхности Венеры на основе подсчета кратеров труднее из-за небольшого количества кратеров.[12] Однако характеристики поверхности согласуются с полностью случайным распределением,[13] Это означает, что поверхность всей планеты примерно одного возраста или, по крайней мере, очень большие территории не сильно отличаются по возрасту от среднего.

Взятые вместе, это свидетельство предполагает, что поверхность Венеры геологически молода. Распределение ударных кратеров, по-видимому, наиболее согласуется с моделями, которые требуют почти полного восстановления поверхности планеты. После этого периода экстремальной активности скорость процесса снизилась, и начали накапливаться ударные кратеры, с тех пор лишь незначительные изменения и повторное покрытие.

Молодая поверхность, созданная в одно и то же время, представляет собой другую ситуацию по сравнению с любой другой планетой земной группы.

Глобальное мероприятие по шлифовке поверхностей

Оценки возраста, основанные на подсчете кратеров, указывают на молодую поверхность в отличие от гораздо более старых поверхностей Марса, Меркурия и Луны.[заметка 3] Для того, чтобы это произошло на планете без рециклинга земной коры тектоникой плит, требуется объяснение. Одна из гипотез состоит в том, что около 300–500 миллионов лет назад Венера претерпела какое-то глобальное обновление поверхности, которое стерло свидетельства существования более старых кратеров.[14]

Одно из возможных объяснений этого события заключается в том, что оно является частью циклического процесса на Венере. На Земле тектоника плит позволяет теплу уходить из мантии за счет адвекция, вынос мантийного вещества на поверхность и возврат в мантию старой коры. Но у Венеры 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.[15] Последующее событие возрождения покрывает большую часть или всю планету лавой, пока мантия не остынет достаточно, чтобы процесс начался заново.

Вулканы

Основная статья: Вулканизм на Венере
Радиолокационное изображение блинные купола в районе Эйстлы Венеры. Два больших 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, характерный только для Венеры. Вероятно, они образовались извержениями высоковязкой лавы, которая была слишком липкой, чтобы течь очень далеко вниз по склону из их жерл.
Сгенерированный компьютером вид в перспективе блинных куполов на Венере Альфа Реджио. Купола на этом снимке в среднем 25 км в диаметре.
Арахноид поверхностный элемент на Венере

На поверхности Венеры преобладает вулканизм. Хотя Венера внешне похожа на Землю, кажется, что тектонические плиты столь активных в геологии Земли не существует на Венере. Около 80% планеты состоит из мозаики вулканического происхождения. лава равнины, усеянные более чем сотней крупных изолированных щитовые вулканы, и многие сотни небольших вулканов и вулканических построек, таких как короны. Это геологические особенности, которые считаются почти уникальными для Венеры: огромные кольцеобразные структуры диаметром 100–300 километров (60–180 миль), возвышающиеся на сотни метров над поверхностью. Единственное другое место, где они были обнаружены, - это Урана Луна Миранда. Считается, что они образуются, когда шлейфы поднимающегося горячего материала в мантия толкайте кору вверх в форму купола, который затем схлопывается в центре, когда расплавленная лава остывает и вытекает по бокам, оставляя структуру, подобную короне: корону.

Различия можно увидеть в вулканических отложениях. Во многих случаях вулканическая активность локализована в фиксированном источнике, и отложения обнаруживаются поблизости от этого источника. Этот вид вулканизма называется «централизованным вулканизмом», поскольку вулканы и другие географические объекты образуют отдельные регионы. Второй тип вулканической активности не является радиальным или централизованным; паводковые базальты покрывают широкие пространства поверхности, аналогично таким функциям, как Деканские ловушки на земле. Эти извержения приводят к образованию вулканов «проточного типа».

На Венере очень много вулканов диаметром менее 20 километров (12 миль), и их может быть сотни тысяч или даже миллионы. Многие из них выглядят как уплощенные купола или «блины», которые, как считается, сформированы аналогично щитовые вулканы на земле.[нужна цитата ][примечание 4] Эти блинный купол вулканы - это довольно круглые объекты, высота которых меньше 1 километра (0,62 мили), а ширина во много раз больше. Обычно группы из сотен этих вулканов встречаются в областях, называемых щитовыми полями. В купола Венеры в 10-100 раз больше, чем на Земле. Обычно они ассоциируются с «короной» и тессеры. Считается, что блины состоят из очень вязких, кремнезем - извержение богатой лавы под высоким атмосферным давлением Венеры. Купола назывались зубчатые краевые купола (обычно называют клещи потому что они выглядят как купола с многочисленными ноги), как полагают, подверглись массовым истощениям, таким как оползни на своих окраинах. Иногда можно увидеть разбросанные вокруг них отложения мусора.

На Венере вулканы преимущественно щитового типа.[нужна цитата ] Тем не менее, морфология щитовых вулканов Венеры отличается от щитовых вулканов на Земле. На Земле щитовые вулканы могут достигать нескольких десятков километров в ширину и до 10 километров в высоту (6,2 мили). Мауна-Кеа, измеренный от море этаж. На Венере эти вулканы могут охватывать сотни километров по площади, но они относительно плоские, со средней высотой 1,5 километра (0,93 мили).

Другие уникальные особенности поверхности Венеры: новые (радиальные сети дамбы или же грабенс ) и паукообразные. Новая звезда образуется, когда большие количества магмы выдавливаются на поверхность, образуя излучающие гребни и канавы, которые сильно отражают радар. Эти дайки образуют симметричную сеть вокруг центральной точки, где вышла лава, где также может быть депрессия, вызванная обрушением магматическая камера.

Арахноиды названы так потому, что они напоминают паук сеть, состоящая из нескольких концентрических овалов, окруженных сложной сетью радиальных трещин, аналогичных трещинам новой звезды. Неизвестно, действительно ли около 250 объектов, идентифицированных как паукообразные, имеют общее происхождение или являются результатом разных геологических процессов.

Тектоническая активность

Несмотря на то, что на Венере, похоже, нет глобальной тектонической системы плит как таковой, поверхность планеты демонстрирует различные особенности, связанные с местной тектонической активностью. Такие функции, как недостатки, складки, и вулканы присутствуют там и могут быть в значительной степени обусловлены процессами в мантии.

Активный вулканизм Венеры породил цепочки складчатых гор, рифтовых долин и местности, известной как тессеры, слово, означающее «напольная плитка» по-гречески. Тессеры демонстрируют эффект эонов сжатия и деформации растяжения.

В отличие от земных, деформации на Венере напрямую связаны с региональными динамическими силами внутри планеты. мантия. Гравитационные исследования показывают, что Венера отличается от Земли отсутствием астеносфера - слой нижнего вязкость и механическая слабость, которая позволяет тектоническим плитам земной коры двигаться. Очевидное отсутствие этого слоя на Венере предполагает, что деформация поверхности Венеры должна быть объяснена конвективные движения в мантии планеты.

Тектонические деформации на Венере происходят в самых разных масштабах, самые маленькие из которых связаны с линейными трещинами или разломами. Во многих областях эти разломы проявляются в виде сети параллельных линий. Встречаются небольшие прерывистые горные гребни, похожие на гребни на Луна и Марс. Эффекты экстенсивного тектонизма проявляются в наличии нормальные неисправности, где кора проседала в одной области относительно окружающей породы, и поверхностные трещины. Радиолокационные изображения показывают, что эти типы деформации сосредоточены в поясах, расположенных в экваториальных зонах и на высоких южных широтах. широты. Эти пояса имеют ширину в сотни километров и, кажется, связаны между собой по всей планете, образуя глобальную сеть, связанную с распределением вулканов.

В трещины Венеры, образованной расширением литосфера, представляют собой группы впадин шириной от десятков до сотен метров и протяженностью до 1000 км (620 миль) в длину. Рифты в основном связаны с большими вулканическими возвышениями в виде куполов, например, на Beta Regio, Атла Реджио и западная часть Eistla Regio. Эти высокогорья кажутся результатом огромного мантийные перья (восходящие потоки магмы), которые вызвали возвышение, трещины, разломы и вулканизм.

Самая высокая горная цепь Венеры, Максвелл Монтес в Иштар Терра, образовалась процессами сжатия, расширения и бокового движения. Другой тип географических объектов, обнаруженных в низинах, состоит из коньковые пояса возвышается на несколько метров над поверхностью, на сотни километров в ширину и тысячи километров в длину. Существуют две основные концентрации этих поясов: один в Lavinia Planitia около южного полюса, а второй примыкает к Аталанта Планиция возле северного полюса.

Тессеры встречаются в основном в Афродита Терра, Альфа Реджио, Tellus Regio и восточная часть Иштар Терра (Фортуна Тессера ). Эти области содержат наложение и пересечение грабенс различных геологических единиц, что указывает на то, что это самые старые части планеты. Когда-то считалось, что тессеры были континенты связанные с тектоническими плитами, подобными плитам Земли; в действительности они, вероятно, являются результатом наводнений базальтовой лавы, образующих большие равнины, которые затем подверглись интенсивным тектоническим трещинам.[4]

Схема возможного внутреннего строения в разрезе

Магнитное поле и внутренняя структура

Кора Венеры имеет толщину 70 километров (43 мили) и состоит из силикатные породы.[4]:1729 Венеры мантия имеет толщину примерно 2840 километров (1760 миль), его химический состав, вероятно, аналогичен химическому составу хондриты.[4]:1729 Поскольку Венера планета земного типа, предполагается, что сердцевина из полутвердого утюг и никель с радиус примерно 3000 километров (1900 миль).[нужна цитата ]

Отсутствие сейсмических данных с Венеры сильно ограничивает то, что может быть определенно известно о структуре мантии планеты, но модели мантии Земли были изменены, чтобы делать прогнозы. Ожидается, что самая верхняя мантия глубиной от 70 до 480 километров (300 миль) в основном состоит из минералов. оливин. Спускаясь через мантию, химический состав остается в основном таким же, но где-то между 480 км (300 миль) и 760 км (470 миль), возрастающее давление заставляет кристаллическую структуру оливина превращаться в более плотно упакованную структуру. шпинель. Другой переход происходит между 760 км (470 миль) и 1000 км (620 миль) на глубине, где материал приобретает все более компактные кристаллические структуры ильменит и перовскит, и постепенно становится более похожим на перовскит, пока не будет достигнута граница ядра.[4]:1729–1730

Венера похожа на Землю по размеру и плотности, а значит, и, вероятно, по объемному составу, но она не имеет существенного магнитное поле.[4]:1729–1730 Магнитное поле Земли создается тем, что известно как сердечник динамо, состоящий из электропроводящей жидкости, внешний сердечник никель-железо, который вращается и конвекция. Ожидается, что у Венеры будет электрически проводящее ядро ​​аналогичного состава, и хотя период ее вращения очень большой (243,7 земных дня), моделирования показывают, что этого достаточно для создания динамо-машины.[16] Это означает, что у Венеры отсутствует конвекция во внешнем ядре. Конвекция возникает, когда существует большая разница в температуре между внутренней и внешней частями ядра, но поскольку у Венеры нет тектоники плит, чтобы отводить тепло от 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 позволить расплавленному железному никелю замерзнуть.[4]:1730[примечание 5]

Лавовые потоки и каналы

Лава, происходящая из Аммавару кальдера (300 км от изображения) вышла за хребет слева от центра и слилась справа от него.
Анастомозирующий лавовый канал шириной 2 км в Sedna Planitia

Лавовые потоки на Венере часто намного больше земных, до нескольких сотен километров в длину и десятков километров в ширину. До сих пор неизвестно, почему эти поля лавы или лопастные потоки достигают таких размеров, но предполагается, что они являются результатом очень крупных извержений базальтовой лавы с низкой вязкостью, распространяющейся с образованием широких плоских равнин.[4]

На Земле существует два известных типа базальтовой лавы: ʻAʻa и pāhoehoe. ʻAʻa лава представляет собой грубую текстуру в виде битых блоков (клинкеры ). Лаву Пахоехо можно узнать по ее мягкому или вязкому виду. Шероховатые поверхности кажутся яркими на радиолокационных изображениях, которые можно использовать для определения различий между лавами ʻaʻa и pāhoehoe '. Эти вариации могут также отражать различия в возрасте лавы и сохранности. Каналы и лавовые трубы (каналы, которые остыли и над которыми образовался купол) очень распространены на Венере. Два планетных астронома из Университет 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 размеры земных. Мелвилл и Зили сказали, что гигантские размеры венерианских лавовых труб (десятки метров в ширину и сотни километров в длину) могут быть объяснены очень жидкими потоками лавы вместе с высокими температурами на Венере, что позволяет лаве медленно остывать.

По большей части поля лавовых потоков связаны с вулканами. Центральные вулканы окружены обширными потоками, образующими ядро ​​вулкана. Они также связаны с кратерами трещин, короны, плотные скопления вулканические купола, шишки, колодцы и каналы.

Благодаря Магелланвыявлено более 200 каналов и долинных комплексов. Каналы были разделены на простые, сложные и составные. Простые каналы характеризуются одним длинным основным каналом. В эту категорию входят ручьи аналогично найденным на Луна, и новый тип, названный Canali, состоящий из длинных отчетливых каналов, сохраняющих свою ширину на всем протяжении. Определен самый длинный из таких каналов (Baltis Vallis ) имеет длину более 6800 километров (4200 миль), что составляет примерно одну шестую окружности планеты.

Сложные каналы включают анастомозированный сети, в дополнение к распределительным сетям. Этот тип канала наблюдался в связи с несколькими ударными кратерами и важными лавовыми наводнениями, связанными с основными полями лавовых потоков. Составные каналы состоят как из простых, так и из сложных сегментов. Самый большой из этих каналов показывает анастомозированную паутину и видоизмененные холмы, подобные тем, что присутствуют на Марс.

Хотя форма этих каналов сильно указывает на жидкостную эрозию, нет никаких доказательств того, что они были образованы водой. Фактически, нет никаких доказательств наличия воды где-либо на Венере за последние 600 миллионов лет. В то время как наиболее популярная теория образования каналов состоит в том, что они являются результатом термической эрозии лавой, существуют и другие гипотезы, в том числе то, что они были образованы нагретыми жидкостями, образовавшимися и выброшенными во время ударов.

Поверхностные процессы

Ветер

Жидкая вода и лед не существуют на Венере, и поэтому единственный агент физическая эрозия обнаруживается (помимо термической эрозии лавовыми потоками) ветер. Эксперименты в аэродинамической трубе показали, что плотность атмосферы позволяет переносить осадки даже при небольшом ветре.[17] Следовательно, кажущаяся редкость эоловых наземных форм должна иметь другую причину.[18] Это означает, что транспортируемые частицы размером с песок относительно редки на планете; что было бы результатом очень медленной механической эрозии.[19]:п. 112 Процесс, который является наиболее важным для образования осадка на Венере, может быть кратерообразующим. ударные события, что подкрепляется кажущейся связью между ударными кратерами и подветренными эоловыми формами суши.[20][21][22]

Этот процесс проявляется в выбросах ударных кратеров на поверхность Венеры. Материал, выброшенный во время метеорит удар переносится в атмосферу, где ветры переносят материал на запад. По мере осаждения материала на поверхности он образует парабола -образные узоры. Этот тип месторождения может быть заложен поверх различных геологических особенностей или потоков лавы. Следовательно, эти месторождения - самые молодые сооружения на планете. Изображения из Магеллан показывают существование более 60 таких параболических отложений, связанных с кратерными ударами.

Выбрасываемый материал, переносимый ветром, отвечает за процесс обновления поверхности со скоростью, согласно измерениям Венера зондирования приблизительно один метр в секунду. Учитывая плотность атмосферы нижней части Венеры, ветров более чем достаточно, чтобы спровоцировать эрозию поверхности и перенос мелкозернистого материала. В районах, покрытых выбросами отложений, встречаются ветровые линии, дюны и ярды. Линии ветра образуются, когда ветер уносит выбрасываемый материал и вулканический пепел, осаждая его поверх топографических препятствий, таких как купола. Как следствие, подветренный Бока куполов подвергаются удару мелких зерен, снимающих поверхностный колпак. Такие процессы обнажают находящийся под ним материал, который имеет другую шероховатость и, следовательно, другие характеристики под радаром, по сравнению с сформированным осадком.

Дюны образованы отложением частиц размером с песчинку и волнистой формы. Ярданги образуются, когда переносимый ветром материал прорезает хрупкие отложения и образует глубокие борозды.

Линейные узоры ветра, связанные с ударные кратеры следовать по траектории в направлении экватора. Эта тенденция предполагает наличие системы циркуляции Клетки Хэдли между средними широтами и экватором. Магеллан данные радаров подтверждают существование сильных ветров, дующих на восток в верхней части Венеры, и меридиональный ветры на поверхности.

Химическая эрозия

Химическая и механическая эрозия старых потоков лавы вызвана реакциями поверхности с атмосферой в присутствии углекислый газ и диоксид серы (видеть карбонатно-силикатный цикл подробнее). Эти два газа являются соответственно первым и третьим по распространенности газами на планете; второй по распространенности газ - инертный азот. Реакции, вероятно, включают ухудшение силикаты углекислым газом для производства карбонаты и кварц, а также разрушение силикатов диоксидом серы с образованием безводный сульфат кальция и диоксид углерода.

Древняя жидкая вода

НАСА с Институт космических исследований Годдарда и другие постулировали, что Венера возможно, в прошлом был мелководный океан до 2 миллиард годы,[23][24][25][26][27] с таким количеством воды, как Земля.[28] В зависимости от параметров, использованных в их теоретической модели, последняя жидкая вода могла испариться всего 715 миллионов лет назад.[25] В настоящее время единственная известная вода на Венере находится в виде крошечного количества воды. атмосферный пар (20 промилле ).[29][30] Водород, компонент воды, все еще теряется в космосе, как это было обнаружено ЕКА с Venus Express космический корабль.[28]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ На Венере на каждый километр подъема средняя температура падает примерно на 8 К, так что средняя разница температур между вершиной Максвелл-Монтес и самыми низкими бассейнами составляет примерно 100 К. Это затмевает среднюю разницу температур из-за широты, а также разница температур в дневное и ночное время суток, которые не превышают 2 К.[4]:1707
  2. ^ 0,3 МПа - это величина давления, которое оказывает вода, вытекающая из обычного садового шланга. 1 МПа как раз под давлением среднего укуса человека.[9][10]
  3. ^ Датирование геологических образований с помощью подсчета кратеров - давно устоявшаяся и относительно недорогая основа планетарной науки. Ни один камень с Венеры никогда не датировался лабораторными методами, так как метеориты с Венеры не известны, и ни один космический корабль никогда не возвращал образцы с планеты на Землю. Значительная гравитация планеты и плотная атмосфера означают, что это вряд ли изменится в ближайшем будущем.
  4. ^ Но обратите внимание на контраст: щитовой вулканизм на Земле связан с лавой низкой вязкости, тогда как венерианские купола вызваны очень вязкими липкими лавами.
  5. ^ Если нет постепенно замерзающего внутреннего ядра, значит, выброса не происходит. скрытая теплота кристаллизации там, чтобы увеличить градиент температуры и увеличить конвекцию.

Рекомендации

  1. ^ Джастин Филиберто; и другие. (3 января 2020 г.). «Современный вулканизм на Венере, о чем свидетельствует скорость выветривания оливина». Достижения науки. 6 (1): eaax7445. Bibcode:2020SciA .... 6.7445F. Дои:10.1126 / sciadv.aax7445. ЧВК  6941908. PMID  31922004.
  2. ^ де Патер, Имке; Лиссауэр, Джек Дж. (2001). Планетарные науки (Первое изд.). Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0521482196.
  3. ^ а б Иванов Михаил А .; Голова, Джеймс У. (2010). Научный проспект, Геологическая карта четырехугольника Лакшми-Планум (V – 7), Венера (PDF). USGS. Получено 27 сентября 2016.
  4. ^ а б c d е ж грамм час я j Басилевский, А. Т .; Дж. У. Хед III (2003). «Поверхность Венеры» (PDF). Отчеты о достижениях физики. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh ... 66.1699B. Дои:10.1088 / 0034-4885 / 66/10 / R04. Архивировано из оригинал (PDF) на 2006-03-27.
  5. ^ Золотов, М. (1991). «Устойчивость пирита на поверхности Венеры». Тезисы докладов конференции по изучению луны и планет. 22: 1569–1570. Bibcode:1991LPI .... 22.1569Z.
  6. ^ Фегли, Брюс (1997-08-01). «Почему пирит нестабилен на поверхности Венеры». Икар. 128 (2): 474–479. Bibcode:1997Icar..128..474F. Дои:10.1006 / icar.1997.5744.
  7. ^ Шепард, Майкл К .; Arvidson, Raymond E .; Brackett, Robert A .; Фегли, Брюс (1994-03-15). «Сегнетоэлектрическая модель высокогорья Венеры с низким коэффициентом излучения». Письма о геофизических исследованиях. 21 (6): 469–472. Bibcode:1994GeoRL..21..469S. Дои:10.1029 / 94GL00392. ISSN  1944-8007.
  8. ^ Трейман, Аллан; Харрингтон, Элиза; Шарптон, Вирджил (01.12.2016). «Яркие радаром нагорья Венеры: разные подписи и материалы на Овда Реджио и на Максвелле Монтесе». Икар. MicroMars в MegaMars. 280: 172–182. Bibcode:2016Icar..280..172T. Дои:10.1016 / j.icarus.2016.07.001.
  9. ^ "Wolfram-Alpha: вычислительная машина знаний". wolframalpha.com.
  10. ^ "Wolfram-Alpha: вычислительная машина знаний". wolframalpha.com.
  11. ^ а б Bougher, S.W .; Hunten, D.M .; Philips, R.J .; Маккиннон, Уильям Б .; Zahnle, Кевин Дж .; Иванов, Борис А .; Мелош, Х. Дж. (1997). Венера II - Геология, геофизика, атмосфера и среда солнечного ветра. Тусон: Издательство Университета Аризоны. п. 969. ISBN  978-0-8165-1830-2.
  12. ^ Басилевский, А. Т .; Head, J. W .; Сетяева И. В. (1 сентября 2003 г.). «Венера: оценка возраста ударных кратеров на основе степени сохранности связанных с ними радарно-темных отложений». Geophys. Res. Латыш. 30 (18): 1950. Bibcode:2003GeoRL..30.1950B. CiteSeerX  10.1.1.556.5966. Дои:10.1029 / 2003GL017504.
  13. ^ Креславский, Михаил А .; Иванов Михаил А .; Хед, Джеймс У. (21 декабря 2014 г.). «История возрождения Венеры: ограничения из-за буферной плотности кратеров» (PDF). Икар. 250: 438–450. Bibcode:2015Icar..250..438K. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.12.024. Получено 7 октября 2016.
  14. ^ Стром, Роберт Дж .; Schaber, Gerald G .; Доусон, Дуглас Д. (1994). «Глобальное возрождение Венеры». Журнал геофизических исследований. 99 (E5): 10899. Bibcode:1994JGR .... 9910899S. Дои:10.1029 / 94JE00388.
  15. ^ Батталья, Стивен М. (март 2016 г.). «Венера: могут ли всплывшие на поверхность события быть вызваны колебаниями Солнца в среднем плане Галактики?» (PDF). 47-я Конференция по изучению луны и планет.
  16. ^ Стивенсон, Дэвид Дж. (15 марта 2003 г.). «Магнитные поля планет» (PDF). Письма по науке о Земле и планетах. 208 (1–2): 1–11. Bibcode:2003E и PSL.208 .... 1S. Дои:10.1016 / S0012-821X (02) 01126-3.
  17. ^ Грили Р. и др. др., Ветер песка на Венере. Икарус 57: 112–124. 1984 .; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF). Прогресс в физической географии. 36: 110–124 [111]. Дои:10.1177/0309133311425399. S2CID  129491924.
  18. ^ Грили Р. и др. др., Ветер песка на Венере. Икарус 57: 112–124. 1984 .; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF). Прогресс в физической географии. 36: 110–124 [112]. Дои:10.1177/0309133311425399. S2CID  129491924.
  19. ^ Крэддок, Роберт А. (2011). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее». Прогресс в физической географии. 36 (1): 110–124. Дои:10.1177/0309133311425399. S2CID  129491924.
  20. ^ Грили Р. и др., Эоловые особенности Венеры: предварительные результаты Магеллана. Журнал геофизических исследований 97 (E8): 13319–13345. 1992 .; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF). Прогресс в физической географии. 36: 110–124 [112]. Дои:10.1177/0309133311425399. S2CID  129491924.
  21. ^ Грили Р. и др., 1995 г. Связанные с ветром особенности и процессы 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). Прогресс в физической географии. 36: 110–124 [112]. Дои:10.1177/0309133311425399. S2CID  129491924.
  22. ^ Weitz, CM, в Ford, et. al. (ред.). Процессы модификации поверхности. В: Руководство по интерпретации изображений Magellan. Пасадена, Калифорния: Лаборатория реактивного движения НАСА. NASA-CR-194340 Публикация JPL 93-24: 57–73. 1993 .; цитируется в Крэддок, Роберт А. (2012). «Эоловые процессы на планетах земной группы: недавние наблюдения и будущее» (PDF). Прогресс в физической географии. 36: 110–124 [112]. Дои:10.1177/0309133311425399. S2CID  129491924.
  23. ^ Hashimoto, G.L .; Roos-Serote, M .; Sugita, S .; Гилмор, М. С .; Kamp, L.W .; Карлсон, Р. У .; Бейнс, К. Х. (2008). «Фельзическая высокогорная кора на Венере, предложенная данными картографического спектрометра в ближнем инфракрасном диапазоне Галилео». Журнал геофизических исследований: планеты. 113 (E9): E00B24. Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. Дои:10.1029 / 2008JE003134.
  24. ^ Дэвид Шига (10 октября 2007 г.). "Разве древние океаны Венеры зародили жизнь?". Новый ученый.
  25. ^ а б Майкл Дж. Уэй; и другие. (26 августа 2016 г.). "Была ли Венера первым обитаемым миром нашей Солнечной системы?". Письма о геофизических исследованиях. 43 (16): 8376–8383. arXiv:1608.00706. Bibcode:2016GeoRL..43.8376W. Дои:10.1002 / 2016GL069790. ЧВК  5385710. PMID  28408771.
  26. ^ Майкл Кэббидж и Лесли Маккарти (11 августа 2016 г.). «Моделирование климата НАСА предполагает, что Венера могла быть обитаемой». НАСА. Получено 19 ноября 2016.
  27. ^ Шеннон Холл (10 августа 2016 г.). «Адская Венера могла быть обитаемой миллиарды лет». Scientific American. Получено 19 ноября 2016.
  28. ^ а б "Куда делась вода Венеры?". Европейское космическое агентство. 18 декабря 2008 г.. Получено 19 ноября 2016.
  29. ^ Базилевский, Александр Т .; Голова, Джеймс У. (2003). «Поверхность Венеры». Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh ... 66.1699B. Дои:10.1088 / 0034-4885 / 66/10 / R04.
  30. ^ Берто, Жан-Лу; Вандаэле, Анн-Карин; Кораблев Олег; Villard, E .; Федорова, А .; Fussen, D .; Quémerais, E .; Беляев, Д .; и другие. (2007). «Теплый слой в криосфере Венеры и высотные измерения HF, HCl, H2O и HDO». Природа. 450 (7170): 646–649. Bibcode:2007Натура.450..646Б. Дои:10.1038 / природа05974. PMID  18046397. S2CID  4421875.

Ресурсы доступны в Интернете

Публикации

  • Лик Венеры. Миссия Magellan Radar Mapping, Ладислав Э. Рот и Стивен Д. Уолл. Специальная публикация НАСА, Вашингтон, округ Колумбия, июнь 1995 г. (SP-520).

Связанные книги

  • Модификация поверхности Венеры по данным наблюдений Магеллана на равнинахАвторы: Р. Э. Ардвизон, 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 радаров Magellan Imaging к Венере, У. Т. К. Джонсон. Proc. 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).

внешняя ссылка