Геологическое строение и состав Венеры

Введение

Геологическая структура и состав Венеры

Геология Венеры – это научное исследование поверхности, коры и недр планеты Венера. В пределах Солнечной системы она является ближайшей к Земле и наиболее схожей с ней по массе, однако не имеет магнитного поля или выраженной системы тектоники плит. Большая часть поверхности представлена обнажённой вулканической основой, местами покрытой тонкими и пятнистыми слоями почвы, что резко контрастирует с Землёй, Луной и Марсом. Присутствуют ударные кратеры, но, как и на Земле, их количество меньше, чем на других каменистых планетах, которые ими обильно покрыты. Это частично связано с тем, что толстая венерианская атмосфера разрушает небольшие метеориты до того, как они достигнут поверхности, а недостаток крупных кратеров может быть обусловлен вулканическим обновлением поверхности, возможно, катастрофического характера. Вулканизм, по-видимому, является главным фактором геологических изменений на Венере. Некоторые вулканические образования представляются уникальными для планеты. Имеются щитовые и стратовулканы, подобные земным, хотя они значительно ниже, чем вулканы на Земле или Марсе. Учитывая, что Венера имеет примерно такие же размеры, плотность и состав, как Земля, вполне вероятно, что вулканизм продолжается на планете и в настоящее время, что подтверждается недавними исследованиями. Большая часть поверхности Венеры относительно плоская и разделена на три топографических единицы: низменности, возвышенности и равнины. На ранних этапах радиолокационных наблюдений возвышенности сравнивали с континентами Земли, но современные исследования показали, что это сходство поверхностно, а отсутствие тектоники плит делает такое сравнение вводящим в заблуждение. Тектонические структуры присутствуют в ограниченной степени, включая линейные "зоны деформации", состоящие из складок и разломов. Они могут быть вызваны конвекцией мантии. Многие тектонические образования, такие как тессеры (обширные области сильно деформированной местности, сложенные и изрезанные в двух или трёх измерениях) и арахиноиды (образования, напоминающие паутину), связаны с вулканизмом. Эоловые формы рельефа не распространены на поверхности планеты, но имеются веские доказательства того, что атмосфера планеты вызывает химическое выветривание горных пород, особенно на больших высотах. Планета необычайно сухая, содержание водяного пара в атмосфере Венеры составляет лишь 20 ppm. На радиолокационных изображениях поверхности не видно форм рельефа, указывающих на существование воды или льда в прошлом. Атмосфера содержит изотопные свидетельства того, что планета была лишена летучих элементов в результате дегазации и эрозии солнечным ветром, что позволяет предположить, что в далёком прошлом на Венере могла существовать жидкая вода, однако прямых доказательств этого не обнаружено. Сегодня продолжается множество спекуляций об геологической истории Венеры. Доступ к поверхности Венеры затруднён из-за чрезвычайно плотной атмосферы (примерно в 90 раз плотнее земной) и высокой температуры поверхности. Большая часть известных сведений о ней получена в результате орбитальных радиолокационных наблюдений, поскольку поверхность постоянно скрыта под облачным покровом в видимом диапазоне длин волн. Кроме того, ряд посадочных аппаратов передали данные с поверхности, включая изображения. Исследования, опубликованные в октябре 2023 года, впервые предполагают, что в древние времена на Венере могла существовать тектоника плит и, как следствие, более благоприятная для жизни среда, возможно, способная поддерживать живые организмы. Согласно данным высотомеров орбитального аппарата Pioneer Venus, почти 51% поверхности находится в пределах среднего радиуса; только 2% поверхности расположены на высотах, превышающих средний радиус. Высотомерный эксперимент аппарата Magellan подтвердил общий характер ландшафта. Согласно данным Magellan, 80% топографии находится в пределах среднего радиуса. Наибольшие высоты наблюдаются в горных цепях, окружающих равнину Лакшми: Максвелл Монтес (11 км, 6,8 мили), Акна Монтес (7 км, 4,3 мили) и Фрейя Монтес (7 км, 4,3 мили). Несмотря на относительно плоский ландшафт Венеры, данные высотомерии также обнаружили обширные наклонные равнины. Например, юго-западный склон Максвелл Монтес в некоторых местах имеет наклон около 45°. Наклоны в 30° были зарегистрированы в горах Дану и регионе Фемида. Около 75% поверхности состоит из обнажённой скальной породы. На основе данных высотомеров зонда Pioneer Venus Orbiter, подтверждённых данными Magellan, топография планеты разделена на три провинции: низменности, аккумулятивные равнины и возвышенности.

The geology of Venus is the scientific study of the surface, crust, and interior of the planet Venus. Within the Solar System, it is the one nearest to Earth and most like it in terms of mass, but has no magnetic field or recognizable plate tectonic system. Much of the ground surface is exposed volcanic bedrock, some with thin and patchy layers of soil covering, in marked contrast with Earth, the Moon, and Mars. Some impact craters are present, but Venus is similar to Earth in that there are fewer craters than on the other rocky planets that are largely covered by them. This is due in part to the thickness of the Venusian atmosphere disrupting small impactors before they strike the ground, but the paucity of large craters may be due to volcanic re surfacing, possibly of a catastrophic nature. Volcanism appears to be the dominant agent of geological change on Venus. Some of the volcanic landforms appear to be unique to the planet. There are shield and composite volcanoes similar to those found on Earth, although these volcanoes are significantly shorter than those found on Earth or Mars. Given that Venus has approximately the same size, density, and composition as Earth, it is plausible that volcanism may be continuing on the planet today, as demonstrated by recent studies. Most of the Venusian surface is relatively flat; it is divided into three topographic units: lowlands, highlands, and plains. In the early days of radar observation the highlands drew comparisons to the continents of Earth, but modern research has shown that this is superficial and the absence of plate tectonics makes this comparison misleading. Tectonic features are present to a limited extent, including linear "deformation belts" composed of folds and faults. These may be caused by mantle convection. Many of the tectonic features such as tesserae (large regions of highly deformed terrain, folded and fractured in two or three dimensions), and arachnoids (those features resembling a spider's web) are associated with volcanism. Eolian landforms are not widespread on the planet's surface, but there is considerable evidence the planet's atmosphere causes the chemical weathering of rock, especially at high elevations. The planet is remarkably dry, with only a chemical trace of water vapor (20 ppm) in the Venusian atmosphere. No landforms indicative of past water or ice are visible in radar images of the surface. The atmosphere shows isotopic evidence of having been stripped of volatile elements by off gassing and solar wind erosion over time, implying the possibility that Venus may have had liquid water at some point in the distant past; no direct evidence for this has been found. Much speculation about the geological history of Venus continues today. The surface of Venus is not easily accessible because of the extremely thick atmosphere (some 90 times that of Earth's) and the surface temperature. Much of what is known about it stems from orbital radar observations, because the surface is permanently obscured in visible wavelengths by cloud cover. In addition, a number of landers have returned data from the surface, including images. Studies reported in October 2023 suggest for the first time that Venus may have had plate tectonics during ancient times and, as a result, may have had a more habitable environment, possibly once capable of harboring life forms. According to data from the Pioneer Venus Orbiter altimeters, nearly 51% of the surface is located within of the median radius of ; only 2% of the surface is located at elevations greater than from the median radius. The altimetry experiment of Magellan confirmed the general character of the landscape. According to the Magellan data, 80% of the topography is within of the median radius. The most important elevations are in the mountain chains that surround Lakshmi Planum: Maxwell Montes (11 km, 6.8 mi), Akna Montes (7 km, 4.3 mi) and Freya Montes (7 km, 4.3 mi). Despite the relatively flat landscape of Venus, the altimetry data also found large inclined plains. Such is the case on the southwest side of Maxwell Montes, which in some parts seems to be inclined some 45°. Inclinations of 30° were registered in Danu Montes and Themis Regio. About 75% of the surface is composed of bare rock. Based on altimeter data from the Pioneer Venus Orbiter probe, supported by Magellan data, the topography of the planet is divided into three provinces: lowlands, deposition plains, and highlands.

Горные районы

Эта единица занимает около 10% поверхности планеты, с высотами, превышающими [уровень моря]. Крупнейшие провинции нагорья – Афродита-Терра, Иштар-Терра и Лада-Терра, а также регионы Бета-Регио, Фиби-Регио и Темис-Регио. Регионы Альфа-Регио, Белл-Регио, Эистла-Регио и Толус-Регио – это более мелкие регионы нагорья. Некоторые участки местности в этих районах особенно эффективно отражают радиолокационные сигналы. Минералы с высокой диэлектрической проницаемостью были бы стабильны при температуре окружающей среды в нагорьях, но не на равнинах, составляющих остальную часть поверхности планеты. Пирит, сульфид железа, соответствует этим критериям и является широко обсуждаемым возможным объяснением; он мог образоваться в результате химического выветривания вулканических нагорий после длительного воздействия сернистой атмосферы Венеры. Наличие пирита на Венере оспаривается, и атмосферное моделирование показывает, что он может быть нестабилен в венерианских атмосферных условиях. Были предложены и другие гипотезы для объяснения повышенной радиолокационной отражаемости в нагорьях, включая наличие ферроэлектрического материала, диэлектрическая проницаемость которого меняется с температурой (при этом на Венере наблюдается изменяющийся температурный градиент с высотой). Отмечено, что характеристики ярких нагорий, хорошо отражающих радиолокационные сигналы, непостоянны по всей поверхности Венеры. Например, Максвелл Монтес демонстрирует резкое изменение отражающей способности, подобное смене снежной линии, что согласуется с изменением минерального состава, в то время как в регионе Овда-Регио наблюдается более постепенное увеличение яркости с высотой. Тенденция к увеличению яркости в Овда-Регио соответствует ферроэлектрической сигнатуре и, как предполагается, указывает на присутствие хлорапатита.

Равнины отложения

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

Низины

Остальная часть поверхности представляет собой низменности и в основном расположена ниже уровня моря. Данные радиолокационной отражающей способности указывают на то, что в сантиметровом масштабе эти области гладкие, что является следствием градации (накопления мелкого материала, вымытого с возвышенностей).

Наблюдения поверхности

Десять космических аппаратов успешно приземлились на Венеру и вернули данные; все они были запущены Советским Союзом. На аппаратах "Венера-9", "Венера-10", "Венера-13" и "Венера-14" были установлены камеры, которые передали изображения почвы и горных пород. Результаты спектрофотометрии показали, что при посадке эти четыре миссии подняли пылевые облака, что означает, что некоторые частицы пыли имеют размер менее 0,02 мм. Горные породы во всех четырех точках приземления имели слоистую структуру, при этом некоторые слои были более отражающими, чем другие. Эксперименты с породами в точках приземления "Венеры-13" и "Венеры-14" показали, что они пористые и легко разрушаются (выдерживают максимальные нагрузки от 0,3 до 1 МПа). Эти породы могут представлять собой слабо сцементированные осадочные породы или вулканический туф. Данные, полученные аппаратами "Венера" и "Магеллан", согласуются: кратеров диаметром менее [здесь должен быть указан диаметр] очень мало, а данные "Магеллана" свидетельствуют об отсутствии кратеров диаметром менее [здесь должен быть указан диаметр]. Небольшие кратеры имеют неправильную форму и образуют группы, что указывает на замедление и разрушение ударных тел. Однако характеристики поверхности соответствуют полностью случайному распределению, что позволяет предположить, что поверхность всей планеты примерно одного возраста, или, по крайней мере, что очень большие области не сильно отличаются по возрасту от среднего. Все эти данные в совокупности свидетельствуют о геологической молодости поверхности Венеры. Распределение кратеров наиболее соответствует моделям, предполагающим почти полное обновление поверхности планеты. После этого периода высокой активности скорость геологических процессов снизилась, и кратеры стали накапливаться, с незначительными изменениями и обновлением поверхности. Молодая поверхность, образовавшаяся одновременно, существенно отличается от поверхности любой другой планеты земной группы.

Глобальное возрождение поверхности

Оценки возраста, основанные на подсчете кратеров, указывают на молодую поверхность, в отличие от гораздо более древних поверхностей Марса, Меркурия и Луны. Для этого на планете, где отсутствует переработка коры посредством тектоники плит, необходимо объяснение. Одна из гипотез предполагает, что Венера пережила некое глобальное обновление поверхности около 300–500 миллионов лет назад, которое стерло следы более старых кратеров. Одно из возможных объяснений этого события заключается в том, что оно является частью циклического процесса на Венере. На Земле тектоника плит обеспечивает отвод тепла из мантии посредством адвекции – переноса вещества мантии к поверхности и возвращения старой коры в мантию. Однако на Венере нет признаков тектоники плит, поэтому эта теория утверждает, что недра планеты нагреваются (из-за распада радиоактивных элементов), пока вещество в мантии не станет достаточно горячим, чтобы прорваться к поверхности. Последующее обновление поверхности покрывает большую часть или всю планету лавой, пока мантия не остынет настолько, чтобы процесс мог начаться заново.

Вулканы

На поверхности Венеры преобладает вулканизм. Хотя Венера поверхностно похожа на Землю, кажется, что тектонические плиты, столь активные в геологии Земли, на Венере отсутствуют. Около 80% планеты состоит из мозаики вулканических лавовых равнин, усеянных более чем сотней крупных изолированных щитовых вулканов и многими сотнями меньших вулканов и вулканических образований, таких как короны. Это геологические структуры, которые, как считается, почти уникальны для Венеры: огромные кольцеобразные образования, возвышающиеся на сотни метров над поверхностью. Единственное другое место, где они были обнаружены, – это луна Урана Миранда. Предполагается, что они формируются, когда шлейфы восходящего горячего вещества в мантии поднимают кору в куполообразную форму, которая затем обрушивается в центре по мере остывания расплавленной лавы и выхода её наружу по сторонам, оставляя структуру, напоминающую корону. Различия наблюдаются и в вулканических отложениях. Во многих случаях вулканическая активность локализована в фиксированном источнике, а отложения обнаруживаются вблизи него. Такой тип вулканизма называется «централизованным вулканизмом», поскольку вулканы и другие географические объекты формируют отдельные регионы. Второй тип вулканической активности не радиальный и не централизованный; обширные пространства поверхности покрыты потоковыми базальтами, подобно таким образованиям, как Деканские траппы на Земле. Эти извержения приводят к формированию «поточных» вулканов. Вулканы диаметром менее очень распространены на Венере, и их количество может достигать сотен тысяч или даже миллионов. Многие из них выглядят как сплющенные купола или «блинчики», которые, как считается, формируются аналогично щитовым вулканам на Земле. Эти вулканы-блинчики имеют довольно округлую форму, их высота меньше, а ширина во много раз больше. Часто группы из сотен таких вулканов встречаются в областях, называемых щитовыми полями. Купола Венеры в 10–100 раз больше, чем купола, формирующиеся на Земле. Они обычно связаны с «коронами» и тессерами. Считается, что блины формируются из высоковязкой, богатой кремнезёмом лавы, извергающейся под высоким атмосферным давлением Венеры. Купола с волнистыми краями (обычно называемые «клещами», поскольку они выглядят как купола с многочисленными выступами) предположительно подвергались массовым процессам разрушения, таким как оползни на их склонах. Иногда вокруг них можно увидеть разбросанные отложения обломков. На Венере вулканы в основном относятся к щитовому типу. Тем не менее, морфология щитовых вулканов Венеры отличается от морфологии щитовых вулканов на Земле. На Земле щитовые вулканы могут иметь ширину в несколько десятков километров и высоту до 10 километров (6,2 мили) в случае Мауна-Кеа, измеренную от морского дна. На Венере эти вулканы могут занимать площадь в сотни километров, но они относительно плоские, со средней высотой около метров. Другими уникальными особенностями поверхности Венеры являются новы (радиальные сети дамб или грабенов) и арахноиды. Нова формируется, когда большие объемы магмы изливаются на поверхность, образуя расходящиеся хребты и впадины, которые сильно отражают радиолокационные сигналы. Эти дамбы образуют симметричную сеть вокруг центральной точки, где вышла лава, где также может быть депрессия, вызванная обрушением магматической камеры. Арахноиды получили такое название, потому что напоминают паутину, состоящую из нескольких концентрических овалов, окруженных сложной сетью радиальных трещин, подобных тем, что встречаются в новах. Неизвестно, имеют ли примерно 250 признаков, идентифицированных как арахноиды, общее происхождение или являются результатом различных геологических процессов.

The surface of Venus is dominated by volcanism. Although Venus is superficially similar to Earth, it seems that the tectonic plates so active in Earth's geology do not exist on Venus. About 80% of the planet consists of a mosaic of volcanic lava plains, dotted with more than a hundred large isolated shield volcanoes, and many hundreds of smaller volcanoes and volcanic constructs such as coronae. These are geological features believed to be almost unique to Venus: huge, ring shaped structures across and rising hundreds of meters above the surface. The only other place they have been discovered is on Uranus's moon Miranda. It is believed that they are formed when plumes of rising hot material in the mantle push the crust upwards into a dome shape, which then collapses in the centre as the molten lava cools and leaks out at the sides, leaving a crown like structure: the corona. Differences can be seen in volcanic deposits. In many cases, volcanic activity is localized to a fixed source, and deposits are found in the vicinity of this source. This kind of volcanism is called "centralized volcanism," in that volcanoes and other geographic features form distinct regions. The second type of volcanic activity is not radial or centralized; flood basalts cover wide expanses of the surface, similar to features such as the Deccan Traps on Earth. These eruptions result in "flow type" volcanoes. Volcanoes less than in diameter are very abundant on Venus and they may number hundreds of thousands or even millions. Many appear as flattened domes or 'pancakes', thought to be formed in a similar way to shield volcanoes on Earth. These pancake dome volcanoes are fairly round features that are less than in height and many times that in width. It is common to find groups of hundreds of these volcanoes in areas called shield fields. The domes of Venus are between 10 and 100 times larger than those formed on Earth. They are usually associated with "coronae" and tesserae. The pancakes are thought to be formed by highly viscous, silica rich lava erupting under Venus's high atmospheric pressure. Domes called scalloped margin domes (commonly called ticks because they appear as domes with numerous legs), are thought to have undergone mass wasting events such as landslides on their margins. Sometimes deposits of debris can be seen scattered around them. On Venus, volcanoes are mainly of the shield type. Nevertheless, the morphology of the shield volcanoes of Venus is different from shield volcanoes on Earth. On the Earth, shield volcanoes can be a few tens of kilometers wide and up to 10 kilometers high (6.2 mi) in the case of Mauna Kea, measured from the sea floor. On Venus, these volcanoes can cover hundreds of kilometers in area, but they are relatively flat, with an average height of
Other unique features of Venus's surface are novae (radial networks of dikes or grabens) and arachnoids. A nova is formed when large quantities of magma are extruded onto the surface to form radiating ridges and trenches which are highly reflective to radar. These dikes form a symmetrical network around the central point where the lava emerged, where there may also be a depression caused by the collapse of the magma chamber. Arachnoids are so named because they resemble a spider's web, featuring several concentric ovals surrounded by a complex network of radial fractures similar to those of a nova. It is not known whether the 250 or so features identified as arachnoids actually share a common origin, or are the result of different geological processes.

Тектоническая активность

Несмотря на то, что у Венеры, по-видимому, нет глобальной тектонической системы плит как таковой, поверхность планеты демонстрирует различные особенности, связанные с локальной тектонической активностью. Присутствуют такие элементы, как разломы, складки и вулканы, которые, вероятно, в значительной степени обусловлены процессами, происходящими в мантии. Активный вулканизм Венеры породил цепи складчатых гор, рифтовые долины и участки местности, известные как тессера – слово, означающее «плитка для пола» на греческом языке. Тессера демонстрируют последствия эонов сжатия и растяжения. В отличие от Земли, деформации на Венере напрямую связаны с региональными динамическими силами внутри мантии планеты. Гравитационные исследования показывают, что Венера отличается от Земли отсутствием астеносферы – слоя с более низкой вязкостью и механической слабостью, позволяющей тектоническим плитам земной коры перемещаться. Очевидное отсутствие этого слоя на Венере предполагает, что деформация поверхности Венеры должна объясняться конвективными движениями в мантии планеты. Тектонические деформации на Венере происходят в различных масштабах, самые мелкие из которых связаны с линейными разломами или сбросами. Во многих областях эти сбросы выглядят как сети параллельных линий. Обнаружены небольшие, прерывистые горные хребты, напоминающие те, что есть на Луне и Марсе. О широком распространении тектонизма свидетельствуют нормальные сбросы, где кора опустилась в одном месте относительно окружающей породы, и поверхностные трещины. Радарная съемка показывает, что эти типы деформаций сосредоточены в поясах, расположенных в экваториальных зонах и на высоких южных широтах. Эти пояса шириной в сотни километров, по-видимому, соединены между собой по всей планете, образуя глобальную сеть, связанную с распределением вулканов. Рифты Венеры, образованные расширением литосферы, представляют собой группы углублений шириной от десятков до сотен метров и протяженностью до нескольких километров. Рифты в основном связаны с крупными вулканическими возвышенностями в форме куполов, такими как в Бета-Регио, Атла-Регио и западной части Эистла-Регио. Эти нагорья, по-видимому, являются результатом огромных мантийных плюмов (восходящих потоков магмы), которые вызвали поднятие, трещиноватость, разломы и вулканизм. Самая высокая горная цепь на Венере, Максвелл Монтес в Иштар-Терре, образовалась в результате процессов сжатия, расширения и бокового движения. Другой тип географических особенностей, обнаруженный в низменностях, состоит из хребтовых поясов, возвышающихся на несколько метров над поверхностью, шириной в сотни километров и длиной в тысячи километров. Существует две основные концентрации этих поясов: одна в Лавинии Планиции вблизи южного полюса, а вторая прилегает к Аталанте Планиции вблизи северного полюса. Тессера в основном встречаются в Афродита Терра, Альфа Реджио, Теллус Реджио и восточной части Иштар Терра (Фортуна Тессера). Эти регионы содержат наложение и пересечение грабенов различных геологических образований, что указывает на то, что это самые древние части планеты. Ранее считалось, что тессера были континентами, связанными с тектоническими плитами, подобными земным; на самом деле они, вероятно, являются результатом потоков базальтовой лавы, формирующих обширные равнины, которые затем подверглись интенсивному тектоническому разлому. Тем не менее, исследования, опубликованные 26 октября 2023 года, предполагают, что Венера в древности впервые могла иметь тектонику плит. В результате Венера могла иметь более пригодную для жизни среду и, возможно, когда-то быть способной поддерживать жизнь.

Despite the fact that Venus appears to have no global plate tectonic system as such, the planet's surface shows various features associated with local tectonic activity. Features such as faults, folds, and volcanoes are present there and may be driven largely by processes in the mantle. The active volcanism of Venus has generated chains of folded mountains, rift valleys, and terrain known as tesserae, a word meaning "floor tiles" in Greek. Tesserae exhibit the effects of eons of compression and tensional deformation. Unlike those on Earth, the deformations on Venus are directly related to regional dynamic forces within the planet's mantle. Gravitational studies suggest that Venus differs from Earth in lacking an asthenosphere—a layer of lower viscosity and mechanical weakness that allows Earth's crustal tectonic plates to move. The apparent absence of this layer on Venus suggests that the deformation of the Venusian surface must be explained by convective movements within the planet's mantle. The tectonic deformations on Venus occur on a variety of scales, the smallest of which are related to linear fractures or faults. In many areas these faults appear as networks of parallel lines. Small, discontinuous mountain crests are found which resemble those on the Moon and Mars. The effects of extensive tectonism are shown by the presence of normal faults, where the crust has sunk in one area relative to the surrounding rock, and superficial fractures. Radar imaging shows that these types of deformation are concentrated in belts located in the equatorial zones and at high southern latitudes. These belts are hundreds of kilometers wide and appear to interconnect across the whole of the planet, forming a global network associated with the distribution of volcanoes. The rifts of Venus, formed by the expansion of the lithosphere, are groups of depressions tens to hundreds of meters wide and extending up to in length. The rifts are mostly associated with large volcanic elevations in the form of domes, such as those at Beta Regio, Atla Regio and the western part of Eistla Regio. These highlands seem to be the result of enormous mantle plumes (rising currents of magma) which have caused elevation, fracturing, faulting, and volcanism. The highest mountain chain on Venus, Maxwell Montes in Ishtar Terra, was formed by processes of compression, expansion, and lateral movement. Another type of geographical feature, found in the lowlands, consists of ridge belts elevated several meters above the surface, hundreds of kilometers wide and thousands of kilometers long. Two major concentrations of these belts exist: one in Lavinia Planitia near the southern pole, and the second adjacent to Atalanta Planitia near the northern pole. Tesserae are found mainly in Aphrodite Terra, Alpha Regio, Tellus Regio and the eastern part of Ishtar Terra (Fortuna Tessera). These regions contain the superimposition and intersection of grabens of different geological units, indicating that these are the oldest parts of the planet. It was once thought that the tesserae were continents associated with tectonic plates like those of the Earth; in reality they are probably the result of floods of basaltic lava forming large plains, which were then subjected to intense tectonic fracturing. Nonetheless, studies reported on 26 October 2023 suggest that Venus, for the first time, may have had plate tectonics during ancient times. As a result, Venus may have had a more habitable environment, and possibly once capable of life forms.

Магнитное поле и внутренняя структура

Кора Венеры, по-видимому, в среднем толстая и состоит из мафических силикатных пород. Мантия Венеры имеет толщину около, ее химический состав, вероятно, аналогичен составу хондритов. Это подразумевает отсутствие конвекции во внешнем ядре Венеры. Конвекция возникает при значительной разнице температур между внутренней и внешней частями ядра, но поскольку у Венеры отсутствует тектоника плит для рассеивания тепла из мантии, возможно, конвекция во внешнем ядре подавляется теплой мантией. Также возможно, что у Венеры отсутствует твердое внутреннее ядро по той же причине: ядро либо слишком горячее, либо недостаточное давление не позволяет расплавленному никель-железу замерзнуть там. Следовательно, кажущаяся редкость эолических форм рельефа должна иметь иную причину. Это указывает на то, что переносимые частицы размером с песок относительно редки на планете, что является следствием очень медленных скоростей механической эрозии. Наиболее важным процессом образования осадочных пород на Венере, вероятно, являются кратерообразующие импакты, что подтверждается кажущейся связью между ударными кратерами и подветренными эолическими формами рельефа. Этот процесс проявляется в выбросах материала из ударных кратеров на поверхность Венеры. Материал, выброшенный при ударе метеорита, поднимается в атмосферу, где ветры переносят его к западу. При осаждении на поверхности он образует параболовидные структуры. Этот тип отложений может формироваться поверх различных геологических образований или лавовых потоков. Таким образом, эти отложения являются самыми молодыми структурами на планете. Изображения, полученные с помощью аппарата "Магеллан", показывают наличие более 60 таких параболических отложений, связанных с ударными кратерами. Материал выброса, переносимый ветром, отвечает за процесс обновления поверхности со скоростью, согласно измерениям с зондов "Венера", около одного метра в секунду. Учитывая плотность нижней атмосферы Венеры, ветры более чем достаточны для вызывания эрозии поверхности и переноса мелкозернистого материала. В районах, покрытых отложениями выброса, можно обнаружить ветровые линии, дюны и ярданги. Ветровые линии формируются, когда ветер переносит материал выброса и вулканический пепел, откладывая их на топографические препятствия, такие как купола. В результате наветренные стороны куполов подвергаются воздействию мелких зерен, которые удаляют поверхностный слой. Эти процессы обнажают лежащий ниже материал, который имеет другую шероховатость и, следовательно, другие характеристики при радиолокации по сравнению с образовавшимися отложениями. Дюны формируются в результате отложения частиц размером с песчинки, имеющих волнистую форму. Ярданги образуются, когда ветер переносит материал, вырезая хрупкие отложения и создавая глубокие борозды. Линейные структуры, связанные с ударными кратерами, следуют траектории в направлении экватора. Эта тенденция указывает на наличие системы циркуляции ячеек Хэдли между средними широтами и экватором. Данные радиолокации "Магеллана" подтверждают существование сильных ветров, дующих на восток в верхних слоях атмосферы Венеры, и меридиональных ветров на поверхности.

Venus's crust appears to be thick on average, and composed of mafic silicate rocks. Venus's mantle is approximately thick, its chemical composition is probably similar to that of chondrites. This implies that Venus lacks convection in its outer core. Convection occurs when there is a large difference in temperature between the inner and outer part of the core, but since Venus has no plate tectonics to let off heat from the mantle, it is possible that outer core convection is being suppressed by a warm mantle. It is also possible that Venus may lack a solid inner core for the same reason, if the core is either too hot or is not under enough pressure to allow molten nickel iron to freeze there. Therefore, the seeming rarity of eolian land forms must have some other cause. This implies that transportable sand size particles are relatively scarce on the planet; which would be a result of very slow rates of mechanical erosion. The process that is most important for the production of sediment on Venus may be crater forming impact events, which is bolstered by the seeming association between impact craters and downwind eolian land forms. This process is manifest in the ejecta of impact craters expelled onto the surface of Venus. The material ejected during a meteorite impact is lifted to the atmosphere, where winds transport the material toward the west. As the material is deposited on the surface, it forms parabola shaped patterns. This type of deposit can be established on top of various geologic features or lava flows. Therefore, these deposits are the youngest structures on the planet. Images from Magellan reveal the existence of more than 60 of these parabola shaped deposits that are associated with crater impacts. The ejection material, transported by the wind, is responsible for the process of renovation of the surface at speeds, according to the measurements of the Venera soundings, of approximately one metre per second. Given the density of the lower Venusian atmosphere, the winds are more than sufficient to provoke the erosion of the surface and the transportation of fine grained material. In the regions covered by ejection deposits one may find wind lines, dunes, and yardangs. The wind lines are formed when the wind blows ejection material and volcanic ash, depositing it on top of topographic obstacles such as domes. As a consequence, the leeward sides of domes are exposed to the impact of small grains that remove the surface cap. Such processes expose the material beneath, which has a different roughness, and thus different characteristics under radar, compared to formed sediment. The dunes are formed by the depositing of particulates that are the size of grains of sand and have wavy shapes. Yardangs are formed when the wind transported material carves the fragile deposits and produces deep furrows. The line shaped patterns of wind associated with impact craters follow a trajectory in the direction of the equator. This tendency suggests the presence of a system of circulation of Hadley cells between medium latitudes and the equator. Magellan radar data confirm the existence of strong winds that blow toward the east in the upper surface of Venus, and meridional winds on the surface.

Химическая эрозия

Химическая и механическая эрозия старых лавовых потоков вызвана реакциями поверхности с атмосферой в присутствии углекислого газа и диоксида серы (подробности – в описании карбонатно-силикатного цикла). Эти два газа являются первым и третьим по распространенности газами планеты, соответственно; второй по распространенности газ – инертный азот. Вероятно, эти реакции включают в себя выветривание силикатов под действием углекислого газа с образованием карбонатов и кварца, а также выветривание силикатов под действием диоксида серы с образованием безводного сульфата кальция и кварца.

Древняя жидкая вода

Институт космических исследований имени Годдарда НАСА и другие ученые предполагают, что на Венере в прошлом мог существовать неглубокий океан на протяжении до 2 миллиардов лет, содержащий столько же воды, сколько на Земле. В зависимости от параметров, используемых в их теоретической модели, последняя жидкая вода могла испариться относительно недавно – 715 миллионов лет назад. Водород, являющийся компонентом воды, продолжает теряться в космос, что было зафиксировано космическим аппаратом Venus Express Европейского космического агентства.

Ресурсы, доступные в Интернете

Грейзек, Эд (2004). Информационный лист о Венере. NASA. Получено 11 июля 2005 года. Геологическая служба США, "Газетёр планетарной номенклатуры (Венера)". Получено 13 июля 2005 года.
Vita Finzi, C., Howarth, R. J., Tapper, S., и Robinson, C. (2004) "Венерианские кратеры и происхождение корон". Lunar and Planetary Science XXXV.
Stofan, E. R., Hamilton, V. E., Janes, D. M., и Smrekar, S. E. (1997) "Короны Венеры: морфология и происхождение". Venus II, под ред. Bougher et al., University of Arizona Press, Тусон, 1997.

Публикации

Лицо Венеры. Миссия радиолокационного картографирования "Магеллан" / Ladislav E. Roth и Stephen D. Wall. Специальная публикация NASA, Вашингтон, округ Колумбия, июнь 1995 г. (SP 520).

Связанные книги

Изменение поверхности Венеры, выявленное по данным наблюдений аппарата "Магеллан" на равнинах, Р. Э. Ардвисон, Р. Грили, М. С. Малин, Р. С. Сондерс, Н. Р. Айзенберг, Дж. Дж. Плот, Э. Р. Стофан, и М. К. Шепард. Geophysics Research 97, 13.303. (1992)
Миссия радиолокационного зондирования Венеры "Магеллан", У. Т. К. Джонсон. Proc. IEEE 79, 777. (1991)
Планетарные ландшафты, 3-е издание, Р. Грили. Chapman & Hall. (1994)
Венера – геологическая история, 1-е издание, Питер Каттермол. UCL Press. (1994)