Geologi av Venus

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 7 juli 2020; kontroller kräver 3 redigeringar .

Venus geologi  - en gren av planetvetenskap och planetgeologi , tillägnad Venus geologiska struktur . Eftersom ytan på denna planet är täckt av ett kontinuerligt molntäcke och är otillgänglig för observationer inom det optiska området , modern kunskap om de geologiska strukturerna på ytan, idén om deras ursprung, evolution och motsvarande underjordiska struktur av skorpan är baserad på radarbilder . Baserat på höjdmätningar och bländarmått för den sovjetiska AMS Venera -15 "och" Venera-16 "år 1984 erhölls en allmän uppfattning om planetens geomorfologi ; den mest kompletta mängden ytdata erhölls med hjälp av NASA :s Magellan AMS , som arbetade i omloppsbana från augusti 1990 till september 1994 och kartlade 98 % av Venus yta med sin radar (22 % av dem i tredimensionella bilder ).

Ytan på Venus innehåller tecken på tidigare aktiv basaltvulkanism med sköld- och sammansatta vulkaner som liknar de på jorden, men vars bildning påverkades av en tät massiv atmosfär och en ytnära temperatur på cirka 475 °C . Jämfört med månen , Mars eller Merkurius finns det praktiskt taget inga små nedslagskratrar på Venus yta , på grund av den skyddande verkan av den täta, tjocka atmosfären. Det finns också färre medelstora och stora kratrar än på Månen och Merkurius, vilket förklaras av ytans ungdom. Bland de ovanliga detaljerna i lättnaden är följande:

Ytan innehåller också stelnade lavaflöden , bevis på atmosfärisk erosion och seismisk aktivitet .

Ytundersökningar före AMS "Magellan"

Venus blev den andra himlakroppen efter månen , vars yta studerades med hjälp av radar från jorden. De första observationerna gjordes 1961 vid NASA:s Goldstone - observatorium . Under flera efterföljande sämre konjunktioner observerades Venus vid Goldstone och vid Arecibo Observatory , som 1963 producerade följande data:

Enligt radarobservationer visade sig planetens radie vara cirka 70 km mindre än enligt optisk , vilket förklaras av närvaron av ett molntäcke på Venus som är genomskinligt för radiovågor . Tidiga radarobservationer indikerade också att Venus yta hade mer sten och mindre damm än månens yta . Redan på de första radarbilderna hittades ljusa regioner med namnet Alpha , Beta och Maxwell.

Mellan 1970 och 1985 skedde en betydande förbättring av radartekniken, vilket gjorde det möjligt att få bilder av ytan med en upplösning på 1-2 km.

Med början av eran av rymdflygning blev Venus ett av målen för forskning med hjälp av nedstigningsfordon . Uppskjutningsfönstret för en flygning till planeten inträffar var 19:e månad, och från 1962 till 1985, under vart och ett av dessa tidsintervall som är lämpliga för uppskjutning, lanserades automatiska interplanetära forskningsstationer till planeten .

1962 flög Mariner 2 förbi Venus och blev den första rymdfarkosten att besöka en annan planet. 1965 blev Venera 3 den första rymdfarkost som nådde en annan planet. 1967 blev Venera 4 den första rymdfarkosten att överföra data om egenskaperna hos den venusiska atmosfären. Samma år mätte Mariner 5 planetens magnetfält . 1970 blev Venera 7 det första fordonet som gjorde en fullständigt framgångsrik landning på ytan. 1974 flög Mariner 10 förbi planeten på väg till Merkurius och fotograferade molnen i ultraviolett ljus , vilket gjorde det möjligt att upptäcka exceptionellt starka vindar på hög höjd. 1975 sände Venera 9 - satelliten de första optiska bilderna från ytan och gjorde gammastrålningsobservationer av de omgivande stenarna . Venera 10 upprepade dessa observationer vid en annan landningsplats samma år . 1978 gick Pioneer Venera 1 i omloppsbana runt planeten och utförde höjdmätningar och gravimetriska mätningar och kartlade ytan från 63°S. upp till 78°N Samma år förfinade Pioneer Venera-2 data om atmosfärens egenskaper, inklusive mätning av förhållandena mellan isotoperna argon -36 och argon - 38 (en av stationens landningsmoduler arbetade på ytan i ungefär en timme). 1982 överförde Venera -13 de första färgbilderna från Venus yta (en röntgenanalys av jordprover gjordes också - landningsmodulen arbetade på ytan i 127 minuter ). Samma år mätte Venera 14 -landaren seismisk aktivitet och hittade tecken på dess närvaro.

1983 erhöll satelliterna Venera-15 och Venera-16 mer detaljerade radarbilder av ytan och mätte med hjälp av en installerad höjdmätare en betydande del av planetens norra halvklot. Dessa stationer var de första som använde syntetisk bländarradar för att studera Venus och fick bilder av ytan med en upplösning på 1–2 km. Höjdmätningarna, som var fyra gånger mer exakta än de från rymdfarkosten Pioneer Venus, gav data om ytstruktur och topografi som inte kunde erhållas genom att skanna från jorden vid den tiden. Båda enheterna var i långsträckta polära banor och registrerade mätningar inom 16 minuter från polen till 30 grader nordlig latitud . , användes den återstående tiden i omloppsbana med en period av 24 timmar för att överföra de mottagna 8 MB data till jorden. Under driften av enheterna (från 11 november 1983 till 10 juli 1984) gjorde planetens egen rotation på 1,48°/ dag det möjligt att skanna hela det norra polarområdet. De mottagna uppgifterna bearbetades vid Institute of Radio Engineering and Electronics , vilket gjorde det möjligt att få en allmän uppfattning om planetens geomorfologi . Många landformer som tidigare trotts vara resultatet av asteroidnedslag har identifierats som ovanliga vulkaniska strukturer. Ett av resultaten av arbetet med Venera-15 och Venera-16 AMS var upptäckten av nya reliefdetaljer, för vilkas namn de generiska termerna " krona " (ringstrukturer varierar i storlek från 150 till 600 km) [1 ] och " tessera " (strukturer av alternerande åsar och dalar, som liknar parkett på bilderna) [2] . Ringstrukturer omgivna av radiella åsar upptäcktes. De fick namnet arachnoider eftersom de liknar spindlar till utseendet. Inga bevis på plattektonik har hittats. Detta bekräftades senare av data som samlats in av AMS Magellan . Ett litet antal nedslagskratrar gjorde det möjligt att fastställa att planetens moderna yta bildades relativt nyligen.

1985 , inom ramen för det sovjetiska programmet " Vega ", skulle två landningsmoduler av AMS " Vega-1 " och " Vega-2 " fungera på planetens yta. Den första modulen kunde inte slutföra forskningsprogrammet på ytan på grund av dess oavsiktliga för tidig aktivering, och Vega-2-landningsmodulen arbetade på ytan i 56 minuter.

AMS Magellan forskningsprogram

AMS lanserades från en skyttel som en del av Atlantis-flygningen STS-30 den 4 maj 1989 och gick in i omloppsbana runt Venus den 10 augusti 1990 . Det aktiva arbetet med enheten nära planeten varade i mer än fyra år, vilket gjorde det möjligt att, med hjälp av bländarradarn på AMS, slutföra tre cykler av programmet för att observera större delen av ytan. Eftersom observationer under varje cykel gjordes i olika vinklar, erhölls bilder för en del av ytan från olika vinklar, vilket möjliggör konstruktion av tredimensionella ( stereografiska ) bilder för dem.

Undersökningsprogrammet började den 16 augusti 1990 och avslutades den 11 oktober 1994. Under dagen utförde AMS 7,3 varv runt planeten och tog en bild 17–28 km bred och 70 000 km lång, vilket gjorde det möjligt att fotografera 98 % av planetens yta vid slutet av arbetet, 22 % av dem är från olika vinklar.

Storleken på de största representanterna för Venus landformer
(i km) [3] [4]

Topografi

Venus yta har en relativt liten höjdskillnad. Enligt Pioneer-Venus AMS fann man att höjdskillnaden mellan de högsta och lägsta punkterna på planeten är cirka 13 km, medan detta värde för jorden är cirka 20 km. Enligt data som erhållits av dessa AMS är cirka 51 % av Venus yta belägen i höjdområdet ±500 m från planetens medelradie (6052 km). Endast 2 % av ytan avviker från detta genomsnitt med mer än 2 km. Höjdmätaren på AMS Magellan bekräftade ytans generellt plana natur, och visade att 80% av den inte avviker mer än en kilometer från planetens genomsnittliga radie. De mest betydande höjderna är Lakshmi-platån med Maxwell - bergen 11 km höga, Akny7 km hög och Frejaäven 7 km hög. Trots den relativt lilla höjdskillnaden avslöjar höjdmätningsdata stora sluttande slätter. Så sydväst om Maxwellbergen når lutningen på vissa områden 45 °. Terrängens lutning är också registrerad i regionen Danubergen.och i området Themis. Cirka 75 % av ytan är sten, inte täckt av sedimentära bergarter.

Uplands

Höjderna anses vara 10 % av ytan med höjder på mer än två kilometer över det genomsnittliga avståndet från Venus centrum. De mest betydelsefulla av dem är länderna Afrodite , Ishtar och Lada, såväl som regionerna Beta , Phoebeoch Themis. Områden Alpha , Belloch Eistles är mindre betydande bergsgrupper.

Plains

Slätter upptar cirka 50 % av ytan och ligger på höjder av 0–2 km i förhållande till planetens genomsnittliga radie.

Lowlands

Den återstående delen av ytan kallas lågland och ligger huvudsakligen under den höjd som tas som noll. Radardata indikerar att de, inom centimeters noggrannhet, är en plan yta och fyllda med material som utförts av erosionsprocesser från kullar.

Nedslagskratrar

Markbaserade observationer med radar har gjort det möjligt att bestämma några av de topografiska särdrag som är förknippade med nedslagskratrar .[ specificera ] . Observationer av orbitarna AMS " Venera-15 " och " Venera-16 " gjorde det möjligt att identifiera 150 kratrar, och observationer av AMS Magellan  - 900.

Jämfört med Merkurius , Månen och liknande icke- atmosfäriska himlakroppar , har Venus väldigt få kratrar, delvis på grund av atmosfärens skyddande effekt. [5] Det finns inga kratrar som är mindre än 2 km i diameter på Venus, och det finns relativt få kratrar upp till 30 km i diameter. Små kratrar har en oregelbunden form och är belägna i grupper, vilket indikerar förstörelsen av fallande himlakroppar i planetens täta atmosfär. [5] Det finns också färre stora kratrar på Venus än på andra relativt stora kroppar i solsystemet. Befintliga stora kratrar innehåller inga spår av senare vulkanisk aktivitet, vilket indikerar att händelsen som gav upphov till dem inträffade efter slutet av fasen av aktiv vulkanism på planeten. Enligt radardata blev deras yta inte utjämnad av någon typ av erosion och var inte fylld med medförda sedimentära stenar . Den slumpmässiga fördelningen av kratrar över ytan – inga tätare områden – är ett bevis på att hela planetens yta är av samma ålder.

Det lilla antalet kratrar jämfört med Månen eller Merkurius tillåter oss å ena sidan inte att uppskatta åldern på delar av Venus landskap och hela dess yta baserat på antalet kratrar, å andra sidan indikerar det att det bildades relativt nyligen efter en händelse som antingen fullständigt förstörde de övre skikten av den gamla jordskorpan eller helt gömde dem under nya avlagringar. Således är Venus den enda jordiska planeten i solsystemet som har upplevt en liknande händelse i sin moderna historia.

Vulkanism

Den moderna ytan på Venus bildades huvudsakligen av vulkaniska processer. Beroende på arten av avsättningen av vulkaniska sediment skiljer man mellan "central-typ vulkanism" med ett klart definierat aktivitetscentrum och arealvulkanism av fälltyp . Eftersom ingen plattektonik har hittats på planeten och följaktligen det inte finns några subduktionszoner , är alla vulkaner av den "centraliserade typen" på planeten - i den strikta meningen av termen - sköldvulkaner . Stratovulkaner är vulkaner som till utseendet liknar liknande strukturer på jorden. Yngre lavaflöden tenderar att framstå som ljusare områden på radarbilder på grund av mindre erosion av deras material jämfört med det omgivande landskapet.

Ungefär 80% av planetens yta upptas av slätter som bildas av lavaflöden , bland vilka är omkring hundra stora stratovolkaner , många mindre vulkaner och strukturer som kallas kronor .. De senare är stora rundade formationer med en diameter på 100-300 km, som höjer sig över det omgivande området med flera hundra meter och tros ha bildats som ett resultat av stelning av magmatiskt material efter att en del av lavan spridits över omgivningen, bildar således en kransliknande struktur. Det finns många vulkaner med en diameter på mindre än 20 km på ytan (deras totala antal kan mätas i hundratusentals). Vissa av dem har en platt, skiktad och pajliknande struktur och är upp till 15 km i diameter. De tros vara liknande i ursprung till terrestra sköldvulkaner . De samlas ofta runt kronorna och bildades av högviskös lava som bröt ut i planetens täta atmosfär. Till skillnad från jordiska sköldvulkaner, vars höjd från basen når 10 km, överstiger höjden på deras motsvarigheter på Venus inte 1,5 km.

Andra vulkaniska strukturer inkluderar de så kallade " nyheterna " - radiella nätverk av vallformationer på platsen för tidigare basaltflöden och med en möjlig kaldera i mitten; såväl som arachnoider  - koncentriska ovala strukturer omgivna av ett nätverk av formationer som liknar de som observeras i " nova ".

Lavaflöden och kanaler

Lavaflöden på Venus är mycket större än sina moderna terrestra motsvarigheter och når hundratals kilometer långa och tiotals kilometer breda. Orsaken som ledde till bildandet av så stora lavafält tidigare är fortfarande okänd, men det är som ett resultat av utbrott av basaltlavor med låg viskositet som breda slätter bildades på planeten. [6] Lavafält är allmänt förknippade med centra av aktivitet eller centraliserad vulkanism , men också med sprickvulkaner, kronor och grupper av vulkaniska kupoler , kottar och kanaler. Cirka 200 lavakanaler och dalsystem upptäcktes på basis av data från AMS Magellan , som är uppdelade i enkla, förgrenade och stratokomplex. Enkla kanaler är den enda långa lavakanalen utan betydande grenar upp till 7000 km långa ( Baltisdalen), förgreningskanaler innehåller många grenar som ofta återvänder till huvudkanalen, stratokomplex bildas av flera utbrott och kan kombinera funktionerna hos enkla och förgrenade kanaler. Dimensionerna på enskilda lavarör bör nå tiotals meter i bredd och flera hundra kilometer långa. [7] Spridningen av magmatiskt material över så långa avstånd beror på dess höga temperatur, dess låga viskositet och den höga temperaturen i atmosfären, som saktade ner processen för lavastelnande.

Tektonisk aktivitet

Trots det faktum att Venus saknar tektonisk aktivitet som sådan, finns det många strukturer på planetens yta som vanligtvis förknippas med plattektonik. Ytformationer som förkastningar , vulkaner , bergskedjor och sprickslätter på jorden bildas som ett resultat av plattornas rörelse över det smälta lagret av den övre manteln . På Venus har aktiv vulkanism bildat kedjor av bergskedjor, sprickslätter och slätter, vars relief bildades som ett resultat av en rad sammantryckningar och expansioner under lång tid och fick namnet tessera.

Till skillnad från jorden är deformationerna här direkt relaterade till de dynamiska krafterna inuti planetens mantel . Gravimetriska mätningar indikerar att Venus inte har en astenosfär (ett lager med relativt låg viskositet som främjar horisontella plattrörelser). Frånvaron av en astenosfär antyder att deformationer av planetens yta är direkt relaterade till konvektionsrörelser inom planetens mantel. Tektoniska deformationer på Venus förekommer på olika skalor, varav den minsta tar sig uttryck i linjära sprickor eller förkastningar (på vissa ställen bildar förkastningarna ett nätverk av parallella linjer). De oförlängda bergskedjorna som är karakteristiska för Månen och Mars finns också ofta på Venus yta. Effekterna av omfattande tektonism visar sig i form av förkastningar, där en del av den venusiska skorpan sjunker i förhållande till den omgivande terrängen till en lägre nivå, sprickor fortplantar sig genom de upphöjda och sänkta delarna av landskapet. Radarobservationer visar att dessa förkastningar, upp till flera hundra kilometer breda, är koncentrerade i ekvatorialområden, på höga sydliga breddgrader och är förbundna med varandra. Det sålunda bildade förkastningsnätverket täcker planeten och bestämmer fördelningen av vulkaner på ytan. Rifts på Venus bildades tillsammans med utvecklingen av litosfären och är grupper av fördjupningar från tiotals till hundratals meter breda och upp till 1000 km långa, som vanligtvis förknippas med stora kupolformade vulkaniska formationer, som Beta , Atlyoch Aistla . Dessa höjder är sannolikt utsprånget av magmatiska plymer till ytan, vilket orsakade deras uppgång, bildandet av sprickor och förkastningar och vulkanism.

De högsta bergen på planeten - Maxwellbergen (på Ishtars territorium ) - bildades som ett resultat av kompressionsdeformationer, sträckning och sidorörelse. En annan typ av venusiskt geografiskt särdrag finns i låglandet och inkluderar " åsbälten " som reser sig flera hundra meter över ytan och är upp till flera hundra meter breda och upp till tusen kilometer långa. De huvudsakliga ansamlingarna av dessa bälten ligger i regionen Lavinias slätter .nära Sydpolen och Atalanta — i den norra regionen.

Tessera finns främst i Afrodites land , den östra delen av landet Ishtar ( tessera of Fortune), i Alfa -regionen och Tellur-regionen . Tesserae är områden som täcks av korsande åsar och graben . Bildandet av tesseror är förknippat med tidiga utgjutningar av basaltmaterial, som bildade ett plant område, som därefter deformerades av tektoniska processer [6] .

Intern struktur och magnetfält

Skorpan på Venus tros vara 50 km tjock och består av silikatstenar . Planetens mantel sträcker sig cirka 3000 km djupt, dess kemiska sammansättning, från och med 2011, är inte exakt bestämd. Eftersom Venus är en jordisk planet , antas det att den har en järn-nickelkärna med en radie på cirka 3000 km.

Data som erhållits av Pioneer Venus orbiters visar att planeten inte har ett betydande magnetfält . Eftersom närvaron av en roterande ledare är nödvändig för uppkomsten av dynamoeffekten , kan dess frånvaro förklaras av planetens långsamma rotation med en siderisk period på 243,7 dagar . [8] Men enligt simuleringar bör denna långsamma rotation vara tillräcklig för uppkomsten av en dynamoeffekt, och frånvaron av ett modernt magnetfält kan endast förklaras av frånvaron av konvektion i kärnan. [8] Eftersom konvektionsprocesser inträffar mellan vätskeskikten i en himlakropp i närvaro av en betydande temperaturskillnad mellan dem och i det fall när strålningsvärmeöverföringen inte är tillräcklig för att återutstråla värme till det omgivande utrymmet, är frånvaron av konvektion kan innebära att antingen värme frigörs av kärnan i dess nuvarande tillstånd begränsad, eller så har planeten inte en inre kärna med högre temperatur.

Förstörelsen av skorpan i det förflutna

Man tror att Venus för 300-500 miljoner år sedan genomgick en händelse som ledde till en fullständig förnyelse av planetens skorpa eller till överlappning av dess övre skikt av inkommande mantelmaterial. En av de möjliga förklaringarna till detta fenomen är hypotesen om cykliciteten hos sådana händelser, som ett resultat av vilket överskottsvärmen som ackumuleras i dess inre skikt frigörs under lång tid. På jorden realiseras värmeöverföringsprocessen från centrum till ytan genom plattektonik , som inte har hittats på Venus. Således, enligt denna teori, genomgår planeten i sitt nuvarande tillstånd intern uppvärmning på grund av det radioaktiva sönderfallet av element, vilket efter en tid kommer att leda till en ny period av global basaltisk vulkanism, som nästan helt kommer att täcka Venus yta. med nytt magmatiskt material. [9] En indirekt bekräftelse på denna teori är att den, trots planetens parametrar nära jorden, praktiskt taget saknar ett magnetiskt fält , såväl som ett exceptionellt högt värde på förhållandet mellan deuterium och väte -1 i atmosfären. Den första kan förklaras av bristen på värmeöverföring från Venus kärna, den andra kan indikera att dess atmosfär under det senaste förflutna innehöll mycket mer vatten.

Moderna processer på ytan

Eftersom vatten inte kan existera i flytande tillstånd på ytan, och dess mängd i atmosfären är försumbar, kan erosionsprocesser på ytan endast orsakas av lavaströmmar under utbrott, interaktion mellan ytan och atmosfären, utstötningar av material från ytan under stora meteoriters fall och under explosiva utbrott. I de två sista fallen förs det utstötade materialet - när det kommer in i atmosfärens övre skikt med starka vindar - i västlig riktning och faller till ytan och bildar en parabolisk nederbördszon. Atmosfäriska erosionsprocesser är uppdelade i vinderosion, som vid svaga vindar på låg höjd beror på en hög gasdensitet på ytan, och kemisk erosion, som beror på närvaron av aggressiva kemiska föreningar i atmosfären som reagerar med ytan. stenar, vilket leder till att de gradvis förstörs. Eftersom hastigheten för dessa processer är låg och ytan är ganska ung, är det mesta inte täckt med sedimentära bergarter. Ansamlingen av sådana stenar noteras endast i områden associerade med stora meteoritnedslag i det förflutna. I områden med liknande nederbörd har dynfält , yardangs och sedimentära stenar hittats som har organiserats i linjära mönster av efterföljande vindkraft. Mer än 60 sådana paraboliska nederbördszoner upptäcktes baserat på Magellan AMS- data , som tillsammans med deltagandet av andra erosionsprocesser bildar de nyaste dragen i landskapet.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Mystiska landskap av Venus // Jorden och universum . - M . : Nauka , 1990. - Nr 2 . - S. 91 .
  2. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Mystiska landskap av Venus // Jorden och universum . - M . : Nauka , 1989. - Nr 6 . - S. 45 .
  3. ↑ Reliefkarta över Venus . Hämtad 29 maj 2012. Arkiverad från originalet 8 mars 2012.
  4. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature Arkiverad 21 september 2020 på Wayback Machine 
  5. ↑ 1 2 Bougher , SW; Hunten, D.M.; Philips, RJ; William B. McKinnon, Kevin J. Zahnle, Boris A. Ivanov, HJ Melosh. Venus II - Geologi, geofysik, atmosfär och solvindsmiljö  . — Tucson: University of Arizona Press  , 1997. - P. 969. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  6. ↑ 1 2 Basilevsky, AT; J. W. Huvud III. Venus yta   // Reports on Progress in Physics : journal. - 2003. - Vol. 66 , nr. 10 . - P. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - . Arkiverad från originalet den 27 mars 2006. Arkiverad kopia (inte tillgänglig länk) . Datum för åtkomst: 24 oktober 2011. Arkiverad från originalet den 27 mars 2006. 
  7. ↑ Dr Graeme Melville (astronomer från University of Wollongong, Australien) och prof. Bill Zealey
  8. ↑ 1 2 Stevenson, DJ, (2003) . " Planetära magnetfält ", Earth and Planetary Science Letters , 208, 1-11 
  9. ↑ Det vill säga för 2011 är det inte känt med säkerhet om en kollision med en annan stor himlakropp krävs för att starta en ny period av global basaltvulkanism (en ny cykel av förnyelse av planetens skorpa).

Länkar

Publikationer på Internet

Böcker och artiklar