Особенности поверхности Венеры - Surface features of Venus

Глобальный радар карта поверхности Венеры

Поверхность Венера преобладают геологические особенности, включая вулканы, большие ударные кратеры и эоловая эрозия и седиментационные формы рельефа. Венера имеет топографию, отражающую ее единую мощную плиту земной коры с одномодальным распределением высот (более 90% поверхности находится на высоте от -1,0 до 2,5 км).[1] который сохраняет геологические структуры в течение длительного времени. Исследования поверхности Венеры основаны на изображениях, радар, и альтиметрия данные, собранные из нескольких поисковых космические зонды, особенно Магеллан, с 1961 г. (см. Исследование Венеры ). Несмотря на сходство с Землей по размеру, массе, плотности и, возможно, составу, Венера имеет уникальную геологию, не похожую на земную. Хотя поверхность Венеры намного старше Земли, она относительно молода по сравнению с другими планетами земной группы (возрастом менее 500 миллионов лет), возможно, из-за всплытия на поверхность в глобальном масштабе, которое похоронило большую часть предыдущих рекордов горных пород.[2] Считается, что Венера имеет примерно такой же основной элементный состав, что и Земля, из-за физического сходства, но точный состав неизвестен. Условия на поверхности Венеры более экстремальные, чем на Земле, с температурой от 453 до 473 ° C и давлением до 95 бар.[3] Венере не хватает воды, что делает породу более прочной и помогает сохранить особенности поверхности. Наблюдаемые особенности свидетельствуют о действующих геологических процессах. К настоящему времени классифицировано двадцать типов функций. Эти классы включают в себя локальные особенности, такие как кратеры, короны и унды, а также особенности регионального масштаба, такие как планитии, планы и тессеры.[4]

Равнины

Ложноцветное изображение равнинной области Венеры. Маленькие выпуклости в левой части изображения - это вулканы в «поле щита».

Равнины - это большие области с относительно плоским рельефом Венеры, которые образуются на разной высоте. Равнины с высотами в пределах 1-3 км от нулевой точки, называются планами равнинных, или Planitiae, а те, что указаны выше, называются высокогорными равнинами, или Plana.[4] Равнины покрывают 80% поверхности Венеры и, в отличие от тех, что наблюдаются на других силикатных планетах, имеют сильные разломы или трещины. Структурно эти равнины содержат такие особенности, как гребни морщин, грабены (ямка и линия), переломы, уступы (рупии), желоба, холмы (коллис) и даек как в локальном, так и в региональном масштабе.[5] Равнины часто содержат видимые узоры потоков, указывающие на источник потоков вулканической лавы. Наиболее выраженные поля течения лавы названы колеблется. Наличие структур поверхностных потоков в сочетании с пересекающимися долинами породило гипотезу о том, что эти равнины, вероятно, образовались глобальными потоками лавы за короткий промежуток времени и впоследствии подвергались сжимающим и растягивающим напряжениям.[6] Конструктивно равнины часто деформируются поясами хребтов (дорса) или переломы (Lineae) различной направленности и морфологии.

Каналы / впадины

Радарная мозаика от Магеллан показывая 600-километровый сегмент Baltis Vallis, канал на Венере длиннее Нила

Поверхность Венеры содержит более 200 систем каналов и названных долин, напоминающих земные реки. Эти каналы различаются по длине и ширине и обычно встречаются в плоских регионах планеты. Длина и ширина канала колеблются от минимального разрешения изображений Magellan до более 6800 км в длину (Baltis Vallis ) и шириной до 30 км. Их глобальное распространение неоднородно и имеет тенденцию концентрироваться вокруг экваториальной области, вблизи вулканических структур. Венерианские долины также демонстрируют характеристики потоков, такие как дамбы на окраинах, сужение и обмеление ниже по течению. Каналы также не содержат притоков, несмотря на их большие масштабы. 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. Об этом также говорят свидетельства того, что потоки охлажденной лавы заполняют долины.[7] Каналы, вероятно, сформировались в очень короткие сроки (1–100 лет), что указывает на очень быстрое движение и эрозию лав.[6] Каналы Венеры классифицируются по морфология и включают три типа: простой, сложный и составной.[8]

  • Простые каналы одноканальные долины с незначительным разветвлением или без него, или анастомозирование. Типы простых каналов, наблюдаемых на Венере, включают: извилистые борозды, простые каналы с запасами потока, и Canali. Извилистые борозды похожи на те, что наблюдаются на Луне; узкие эрозионные каналы, которые берут начало в областях вулканического обрушения, таких как короны. Простые каналы с запасом потока расположены в очевидных полях потока, имеют неопределенный источник и конец и, как полагают, впадают в большие потоки из окружающих вулканитов. Канали, как и Baltis Vallis, представляют собой длинные потоки постоянной ширины и глубины, которые могут содержать заброшенные каналы, изгибы и дамбы, что указывает на то, что они происходят из большого количества толстой лавы.[7][8]
  • Сложные каналы представляют собой каналы, которые могут быть плетеными, анастомозирующими или распределенными. Они обычно образуются на отложениях лавовых потоков, но встречаются и в других местах. Сложные каналы без границ потока могут образовывать часть более крупной системы потоков и образовываться по мере того, как каналы потоков лавы размываются в коре. Сложные каналы с границами потока выглядят как неэрозионные, а их отдельные каналы разделены островками коры разного радиолокационного качества.[7][8]
  • Составные каналы показать простые и сложные структуры каналов. Эти каналы обычно начинаются как простые каналы и раздваиваются и меандрируются по мере уменьшения энергии потока на его дистальных участках.[7][8]

Вулканизм

Вулканические центры

Маат Монс с вертикальным преувеличением 22,5. Маат Монс - вторая по высоте гора на Венере, недавно действующий щитовой вулкан.

На Венере было идентифицировано более 1100 вулканических структур диаметром более 20 км, и предполагается, что их количество, вероятно, во много раз превышает их количество. Эти структуры включают большие вулканические постройки, поля щитовых вулканов и отдельные кальдеры. Каждая из этих структур представляет собой центр извержения экструзивной магмы и различия в количестве высвободившейся магмы, глубине магматического очага и скорости пополнения магмы, влияющей на морфологию вулкана. По сравнению с Землей, количество сохранившихся вулканических зон ошеломляет, и это основано на сильной корке Венеры из-за недостатка воды. Вулканические центры на Венере распределены неравномерно, так как более половины центров находятся в районе Бета-Атла-Фемида и вокруг него, который покрывает <30% поверхности планеты. Они имеют тенденцию происходить на средних и высоких высотах, где рифтинг и растяжение являются обычным явлением, и сигнализируют о подъеме мантии на поверхность.[9] Вулканические центры на Венере подразделяются на две основные категории, основанные на способности или неспособности создать неглубокий магматический резервуар: большие потоки, исходящие из одного здания, или обширные области с множеством небольших мест извержений, сгруппированных вместе.[10]

  • Одиночные вулканы обозначают единое большое здание. К вулканам этого типа относятся: большие вулканы (> 100 км в диаметре, часто называют монс, Примеры: Тейя Монс и Маат Монс ), промежуточные вулканы (Диаметром 20–100 км), и кальдеры. Эти вулканы с одним центром извержения поддерживаются неглубоким магматическим очагом в коре. Магматический очаг пополняется магмой от апвеллинга мантии и декомпрессионного плавления, вызывая объединение и захват коллектора. Захват магматического очага делает возможным длительное извержение и приводит к потокам магмы, которые могут создавать большие вулканические купола и отложения потоков. Экструзия магмы на поверхность часто связана с рифтингом или тектоникой растяжения в регионе, а форма купола или поля потока магмы определяется химическим составом и вязкостью магмы. Каждый из этих типов вулканов может быть дополнительно описан на основе формы созданного купола, количества имеющихся построек, наличия трещин вдоль купола, радиальных трещин или обрушения магматической камеры. Названы промежуточные вулканы с купольными конусами поверхности. толус, а вулканы в форме блинов названы Фаррум.[4] Кальдеры - это круглые впадины на поверхности, которые, как считается, образовались в результате деформации над охлаждающейся магматической камерой. Кальдеры Венеры характеризуются как простые одиночные впадины, называемые короны, и сложные радиально трещиноватые зоны, называемые паукообразные. Некоторые кальдеры названы патера.[10]
  • Поле щита это области диаметром 100–200 км, в которых много мелких, в основном щит, вулканы (<20 км). На таких полях могут быть от десятков до сотен щитовых вулканов. Редко отдельные щитовые вулканы будут именоваться Коллес.[4] Эти поля образуются в областях, где скорость пополнения магмы слишком низка для образования резервуара магмы в коре, что приводит к нескольким небольшим извержениям в региональном масштабе. Доминирование вулканов щитового типа в этих регионах привело к названию щитовых полей.[10]

Короны

Основная статья: Корона (планетарная геология)

Короны представляют собой большие круглые структуры с концентрическими трещинами вокруг них, которые являются результатом апвеллинга мантии с последующим обрушением при растяжении. Поскольку многие последовательности апвеллинга и коллапса наблюдались как структурно разные короны на поверхности Венеры, 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 расположением топографического поднятия и были охарактеризованы как таковые. Топографическое поднятие может происходить во впадине, краю, внешнем крае или в сочетании этих мест. Обрушение короны в сочетании с растягивающим напряжением может привести к рифтингу, создавая пропасть область, край.[9][11]

Большие поля лавовых потоков

Большие поля лавовых потоков описываются как лава типа наводнения, которую можно увидеть во флуктуальных полях. Это регионы, затопленные множеством вулканических потоков с низкой вязкостью из одного источника, которые покрывают территорию в поле непрерывного потока. Некоторые потоки могут быть радиально распределены вокруг вулкана короной в виде фартука, иметь веерообразную или субпараллельную ориентацию. Источником больших полей течения могут быть большие вулканы, кальдеры, рифтовые структуры или поля щитовых вулканов, и они часто связаны с окружающей средой растяжения.[9][10]

Топографические возвышения

Топографические возвышения представляют собой области высокой топографии в форме куполов, которые являются результатом как вулканических, так и тектонических процессов. Эти области колеблются от 1–4 км над датой до 1000–3000 км в поперечнике.[9][10] Эти возвышения связаны с аномалиями высокой плотности, которые указывают на источник из мантийных плюмов под корой, которые деформируют и поднимают регион. Из топографических возвышений на Венере были выделены три типа на основании их доминирующей тектонической или вулканической морфологии: преобладание вулканов, преобладание рифтов и преобладание короны. Подъемы с преобладанием вулканов, такие как Bell Regio У вулканов на вершине холма. Поднятия с преобладанием рифтов поднимаются рифтингом и истончением литосферы и включают Beta Regio и вышележащие Тейя Монс. В подъеме с преобладанием корон, подъем вызван гравитационным коллапсом и расширением магматического очага и включает Фемида Реджо.[9]

Тессера

Тессера являются особенностью, уникальной для Венеры, и характеризуются как области размером с континент с высоким рельефом (от 1 до> 5 км над датумом), которые сильно деформированы, часто со сложным рисунком хребтов. Эти области образуются на пересечении как минимум двух структурных компонентов. Тессеры классифицируются на основе их структурных компонентов.[12] Примеры включают Иштар Терра и Афродита Терра. Тессеры считаются старейшими поверхностными особенностями Венеры из-за их обширной деформации и могут отражать условия на Венере перед глобальным событием обновления поверхности.[12] Некоторые из хребтов, обнаруженных на ландшафтах мозаики, особенно в Иштар Терра, образуют большую гору (или монс ) ремни. Вдоль экваториальных и южных широт нанесены тессеры. регионы, а в северных широтах - тессера.[4]

Кратеры от удара

Кратеры от удара на поверхности Венеры (изображение восстановлено по радиолокационным данным)
Механизм падения метеорита. Когда объект входит в атмосферу, он ослабевает из-за нагрева от трения и может разбиться на более мелкие части, создавая линейное расположение кратеров.

Кратеры от удара представляют собой углубления примерно круглой формы на поверхности планеты из-за высокоскоростных столкновений с внеземными телами. На поверхности Венеры почти 1000 ударных кратеров. Однако, в отличие от некоторых планет в нашей системе, плотная атмосфера Венеры создает прочный щит, который замедляется, сглаживается и может разрушать летящие снаряды. Поверхность Венеры лишена мелких кратеров (размером до 30–50 км) из-за влияния атмосферы на малые 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 изучения поверхности Венеры, поскольку кратеры используются для определения относительного возраста и приблизительного абсолютного возраста элементов поверхности.[13]

Кратеры на Венере содержатся в первозданном состоянии, что облегчает интерпретацию их классификации и механики столкновений. Небольшие снаряды сгорают в атмосфере, а те, которые вылетают на поверхность, разбиваются на более мелкие части, создавая скопления ударных кратеров, похожих по внешнему виду на круглые лунные кратеры. По мере увеличения размера кратера вероятность разрушения атмосферы уменьшается, и ударные кратеры становятся более круглыми с центральными пиками от изостатического отскока коры. Атмосфера может сглаживать и замедлять более крупные метеороиды до предельной скорости и вызывать их взрыв при ударе или вблизи поверхности, осыпая регион обломками. Ударная волна от этих взрывов может сровнять окружающую территорию на несколько километров. Сильные удары создают параболические конусы выемки и потоки лавовых обломков.[14]

Эоловые структуры

Пример ярданга возле Луг, Техас (Фото USDA)

Недавние изображения Magellan показывают более 6000 эоловые формы рельефа, включая дюны (или же Undae), полосы ветра и ярды. Ундэ и ярданги имеют прямые аналоги на Земле, и процесс, который их здесь создает, можно применить к тем, что видели на Венере. На поверхности были обнаружены большие поля дюн, размер которых варьируется от метров до сотен метров. Точно так же поля ярданга могут существовать в таких местах, как Кратер медовухи.[4] Ветровые полосы представляют собой параллельные линейные полосы, которые образуются по мере того, как преобладающие ветры разрушают геологию поверхности. Эти особенности иллюстрируют эрозионный эффект, который атмосфера оказывает на поверхность Венеры.[15]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Ford, P.G .; Петтенгилл, Г. (25 августа 1992 г.). «Топография Венеры и километровые склоны». Журнал геофизических исследований: планеты. 97 (E8): 13103–13114. Bibcode:1992JGR .... 9713103F. Дои:10.1029 / 92JE01085.
  2. ^ Басилевский, А.Т .; Head, J.W .; Schaber, G.G .; Стром, Р. (1997). История возрождения Венеры (в Venus II, eds. Bougher, S.W. et al.). Издательство Университета Аризоны. С. 1047–1084. ISBN  0816518300.
  3. ^ Тейлор, С.Р .; МакЛеннан, S.M (2010). Планетарные корки: их состав, происхождение и эволюция. Издательство Кембриджского университета. С. 181–206. ISBN  9780521841863.
  4. ^ а б c d е ж Tanaka, K.L .; Senske, D.A .; Цена, М .; Кирк, Р.Л. (1997). «Физиография, геоморфологическое / геологическое картирование и стратиграфия Венеры» (в Venus II, eds. Bougher, S.W. et al.). Издательство Университета Аризоны. С. 667–694. ISBN  0816518300.
  5. ^ Banerdt, W.B .; McGill, G.E .; Зубер, М. (1997). Тектоника равнин на Венере (в Venus II, eds. Bougher, S.W. et al.). Издательство Университета Аризоны. С. 901–930. ISBN  0816518300.
  6. ^ а б Басилевский, А.Т .; Head, J.W. (1 июня 1996 г.). «Свидетельства быстрого и широкого распространения вулканических равнин на Венере: стратиграфические исследования в регионе Балтис Валлис». Письма о геофизических исследованиях. 23 (12): 1497–1500. Bibcode:1996GeoRL..23.1497B. Дои:10.1029 / 96GL00975.
  7. ^ а б c d Бейкер, В.Р .; Komatsu, G .; Паркер, T.J .; Gulick, V.C .; Kargel, J.S .; Льюис, Дж. (25 августа 1992 г.). «Каналы и долины Венеры: предварительный анализ данных Магеллана». Журнал геофизических исследований. 97 (E8): 13, 421–13, 444. Bibcode:1992JGR .... 9713421B. Дои:10.1029 / 92JE00927.
  8. ^ а б c d Бейкер, В.Р .; Komatsu, G .; Gulick, V.C .; Паркер, Т. (1997). Каналы и долины (на Венере II, ред. Бугер, С.В. и др.). Издательство Университета Аризоны. С. 757–793. ISBN  0816518300.
  9. ^ а б c d е Стофан, E.R .; Смрекар, С. (2005). «Большие топографические возвышения, короны, большие поля течений и большие вулканы на Венере: свидетельства мантийных плюмов?». Специальный доклад Геологического общества Америки. 388: 841–861. Дои:10.1130/2005.2388(47).
  10. ^ а б c d е Crumpler, L.S .; Aubele, J.C .; Senske, D.A .; Keddie, S.T .; Magee, K.P .; Head, J.W. (1997). Вулканы и центры вулканизма на Венере (на Венере II, ред. Бугер, С.В. и др.). Издательство Университета Аризоны. С. 697–756. ISBN  0816518300.
  11. ^ Стофан, E.R .; Гамильтон, В.Е .; Джейнс, Д.М.; Смрекар, С. (1997). Короны Венеры: морфология и происхождение (в Венере II, ред. Бугер, С.В. и др.). Издательство Университета Аризоны. С. 931–965. ISBN  0816518300.
  12. ^ а б Hansen, V.L .; Уиллис, Дж. Дж .; Банердт, В. (1997). «Тектонический обзор и синтез» (в Venus II, eds. Bougher, S.W.). Издательство Университета Аризоны. С. 797–844. ISBN  0816518300.
  13. ^ McKinnon, W.B .; Zahnle, K.J .; Иванов, Б.А .; Мелош, Х.Дж. (1997). Кратер на Венере: модели и наблюдения (в Venus II, eds. Bougher, S.W. et al.). Издательство Университета Аризоны. С. 969–1014. ISBN  0816518300.
  14. ^ Herrick, R.R .; Sharpton, V.L .; Малин, M.C .; Lyons, S.N .; Фили, К. (1997). Морфология и морфометрия ударных кратеров (в Venus II, eds. Bougher, S.W. et al.). Издательство Университета Аризоны. С. 1015–1046. ISBN  0816518300.
  15. ^ Greenley, R .; Bender, K.C .; Saunders, R.S .; Schubert, G .; Weitz, C.M. (1997). Эоловые процессы и особенности Венеры (в Venus II, eds. Bougher, S.W. et al.). Издательство Университета Аризоны. С. 547–589. ISBN  0816518300.

внешняя ссылка