Википедија

Геологија на Венера

Венера е планета со впечатлива геологија. Од сите други планети во Сончевиот Систем, таа е најблиската до Земјата и најмногу слична во однос на масата, но нема магнетно поле или тектонски систем со препознатлива плоча. Поголемиот дел од површината на земјата е изложена вулканска основа, некои со тенки и раздвоени слоеви на почва, во изразен контраст со Земјата, Месечината и Марс. Присутни се некои ударни кратери, но Венера е слична на Земјата по тоа што има помалку кратери отколку на другите карпести планети кои во голема мера се покриени со нив.

Радарска глобална карта на површината на Венера.
Хемисферски поглед на Венера, како што е откриен со повеќе од една деценија радарски истраги кои кулминирале со мисијата Магелан од 1990 до 1994 година.

Ова делумно се должи на дебелината на атмосферата на Венера што ги нарушува малите удари пред да удрат во земјата, но недостатокот на големи кратери може да се должи на вулканското повторно појавување на површината, веројатно од катастрофална природа. Се смета дека вулканизмот е доминантен за геолошките промени на Венера. Некои од вулканските форми се смета дека се единствени за планетата. Постојат штитести и композитни вулкани слични на оние што се наоѓаат на Земјата. Со оглед на тоа дека Венера има приближно иста големина, густина и состав како Земјата, веројатно е дека вулканизмот може да продолжи на планетата, како што покажале неодамнешните проучувања [1]

Поголемиот дел од површината на Венера е релативно рамна; поделена е на три топографски целини: низини, висорамнини и рамнини. Во раните денови на радарското набљудување, висорамнините имале споредба со континентите на Земјата, но современите истражувања покажале дека тоа е површно и дека отсуството на тектоника на плочи ја прави оваа споредба погрешна.Тектонските одлики се присутни во ограничен обем, вклучително и линеарни „деформациски појаси“ составени од набори и раседи. Овие можат да бидат предизвикани од конвекција на плаштот. Многу од тектонските одлики како што се тесерите (големи области на високо деформиран терен, превиткани и скршени во две или три димензии) и арахноидите (за оние одлики што личат на пајакова мрежа) се поврзани со вулканизмот.

Еолските копнени форми не се широко распространети на површината на планетата, но постојат значителни докази дека атмосферата на планетата предизвикува хемиско атмосферско влијанија на карпите, особено на високи височини. Планетата е неверојатно сува, со само хемиска трага од водена пареа (20 ppm) во атмосферата на Венера. На радарските снимки на површината не се видливи копнени форми што укажуваат на минато присуство на вода или мраз. Атмосферата покажува изотопски доказ дека била лишена од испарливи елементи со испуштање гасови и ерозија на сончевиот ветер со текот на времето, што имплицира на можноста Венера да имала течна вода во одреден момент во далечното минато, но не е пронајден директен доказ за тоа. Многу шпекулации за геолошката историја на Венера продолжуваат и денес.

Површината на Венера не е лесно достапна поради екстремно густата атмосфера (околу 90 пати поголема од онаа на Земјата) и 470 °C (878 °F) температура на површината. Голем дел од она што е познато за него произлегува од набљудувањата на орбиталните радари, бидејќи површината е трајно заматена во видливи брановни должини од облачното покривање. Дополнително, голем број лендери вратиле податоци од површината, вклучително и слики.

Топографија уреди

 
Топографија на Венера

Површината на Венера е релативно рамна. Кога 93% од топографијата била мапирана од Пионер-Венера-1, научниците откриле дека вкупното растојание од најниската точка до највисоката точка на целата површина е околу 13 километри, приближно исто како вертикалното растојание помеѓу океанското дно на Земјата и повисоките врвови на Хималаите. Оваа сличност треба да се очекува бидејќи максималните остварливи контрасти на височина на планетата во голема мера се диктирани од силата на гравитацијата на планетата и механичката сила на нејзината литосфера, тие се слични за Земјата и Венера.[2] :183

Според податоците од Пионер-Венера-1, скоро 51% од површината се наоѓа на 500 метри од средниот полупречник од 6,052 километри; само 2% од површината се наоѓа на надморска височина поголема од 2 километр од средниот полупречник.

Експериментот за височина на Магелан го потврдил општиот карактер на пејзажот. Според податоците на Магелан, 80% од топографијата е во рамките на 1 километар од средниот полупречник. Најважните височини се во планинските синџири што го опкружуваат Лакшми Планум: Максвел Монтес (11 км, 6,8 ми), Акна Монтес (7 км, 4,3 милји) и Фреја Монтес (7 км, 4,3 ми). И покрај релативно рамниот пејзаж на Венера, податоците од височината откриле и големи наклонети рамнини. Таков е случајот на југозападната страна на Максвел, која во некои делови се смет дека е наклонета за околу 45°. Наклонетост од 30° се регистрирани во Дану Монтес и Темис Реџо.

Околу 75% од површината е составена од гола карпа.

Врз основа на висиметарските податоци од сондата, поддржани од податоците на Магелан, топографијата на планетата е поделена на три провинции: низини, рамнини и висорамнини.

Висорамнини уреди

 
Топографија на Афродита Тера

Оваа единица покрива околу 10% од површината на планетата, со височини поголеми од 2 километри. Најголемите провинции на висорамнините се Афродита Тера, Иштар Тера и Лада Тера, како и регионите Бета Реџо, Фиби Реџо и Темис Реџо. Регионите Алфа Реџо, Бел Реџо, Истла Реџо и Толус Реџо се помали региони на висорамнини.

Некои од терените во овие области се особено ефикасни во рефлектирањето на радарските сигнали[3]. Ова е веројатно аналогно на снежните линии на Земјата и веројатно е поврзано со температурите и притисоците кои таму се пониски отколку во другите провинции поради поголемата надморска височина, што овозможува да се појави посебна минералогија. Се смета дека карпестите формации на висока надморска височина може да содржат или да бидат обложени со минерали кои имаат високи диелектрични константи.  Високите диелектрични минерали би биле стабилни на амбиенталните температури во висорамнините, но не и на рамнините кои го сочинуваат остатокот од површината на планетата. Пиритот, железен сулфид, одговара на овие критериуми и е широко осомничен како можна причина; тој би бил произведен со хемиско атмосферско влијание на вулканските висорамнини по долготрајна изложеност на венеријанската атмосфера која носи сулфур. Присуството на пирит на Венера е оспорено, при што атмосферското моделирање покажува дека тој можеби не е стабилен под Венера атмосферски услови[4]. Поставени се и други хипотези за да се објасни повисоката радарска рефлексивност во висорамнините, вклучувајќи го и присуството на фероелектричен материјал чија диелектрична константа се менува со температурата (при што Венера има променлив температурен градиент со издигнување)[5]. Забележано е дека карактерот на светлите висорамнините со радар не е конзистентен низ површината на Венера. На пример, Максвел Монтес ја покажува острата промена на рефлексивноста налик на снежна линија која е во согласност со промената во минералогијата, додека Овда Реџио покажува попостепен нагорен тренд на осветлување. Нагорниот тренд на осветлување на Овда Реџио е во согласност со фероелектричниот потпис и се предлага да укаже на присуство на хлорапатит[6].

Таложење рамнини уреди

Таложените рамнини имаат просечни височини од 0 до 2 km и покриваат повеќе од половина од површината на планетата.

Низини уреди

Остатокот од површината е низински и генерално се наоѓа под нула надморска височина. Податоците за рефлексивноста на радарот сугерираат дека овие области се мазни, како резултат на градација (акумулација на фин материјал еродиран од висорамнините).

Површински набљудувања уреди

Десет вселенски летала успешно слетале на Венера и вратиле податоци, сите од Советскиот Сојуз. Венера 9, 10, 13 и 14 имале камери и вратиле слики од земја и карпи. Резултатите од спектрофотометријата покажале дека овие четири мисии предизвикале облаци од прашина при слетувањето, што значи дека некои од честичките прашина мора да бидат помали од околу 0,02 мм. Карпите на сите четири локации покажале фини слоеви, некои слоеви биле повеќе рефлектирачки од другите. Експериментите на карпите на наоѓалиштата Венера 13 и 14 покажале дека тие се порозни и лесно се дробат (носат максимални оптоварувања од 0,3 до 1 MPa) и овие карпи може да се слабо литифицирани седименти или вулкански туф.[7] :1709Спектрометријата откри дека површинските материјали на слетувањето на Венера 9, 10, 14 и Вега 1 и 2 имале хемиски состав сличен на толеитски базалти, додека местата Венера 8 и 13 хемиски личат на алкални базалти.[7] :1707–1709

Ударните кратери и старосната проценка на површината уреди

 
Радарска слика на кратерот Данилова

Радарските истражувања овозможиле да се идентификуваат некои топографски обрасци поврзани со кратерите, а сондите Венера 15 и Венера 16 идентификувале речиси 150 такви одлики со веројатно потекло од ударот. Глобалното покривање од Магелан последователно овозможило да се идентификуваат речиси 900 ударни кратери.

 
Кратерите Данилова, Аглаонице и Саскја

Во споредба со Меркур, Месечината и други такви тела, Венера има многу малку кратери. Делумно, ова е затоа што густата атмосфера на Венера согорува помали метеорити пред да удрат на површината.[8] Податоците за Венера и Магелан се согласуваат: има многу малку ударни кратери со пречник помал од 30 километри, а податоците од Магелан покажуваат отсуство на какви било кратери помали од 2 километри во пречник. Малите кратери се неправилни и се појавуваат во групи, што укажува на забавување и распаѓање на ударните фактори.[8] Сепак, има и помалку од големите кратери, а тие изгледаат релативно млади; тие ретко се полни со лава, што покажува дека тие настанале откако вулканската активност во областа престанала, а радарските податоци покажуваат дека тие се груби и немале време да се еродираат.

Во споредба со ситуацијата со телата како што е Месечината, потешко е да се одреди староста на различни области на површината на Венера, врз основа на бројот на кратери, поради малиот број на кратери при рака.[9] Сепак, одликите на површината се конзистентни со сосема случајна дистрибуција,[10] што имплицира дека површината на целата планета е приближно на иста возраст, или барем дека многу големи области не се многу различни по старост од просечната.

Земени заедно, овој доказ сугерира дека површината на Венера е геолошки млада. Се смета дека распределбата на ударниот кратер е најконзистентна со моделите кои бараат речиси целосно обновување на планетата. По овој период на екстремна активност, стапките на процесот се намалиле и кратерите на почнале да се акумулираат, со само мали модифицирања и повторно појавување на површината.

Млада површина создадена во исто време е различна ситуација во споредба со која било од другите копнени планети.

Глобален настан за обновување на површината уреди

Проценките за возраста врз основа на бројот на кратери укажуваат на млада површина, за разлика од многу постарите површини на Марс, Меркур и Месечината. За ова да биде случај на планета без рециклирање на кората со тектонски плочи бара објаснување. Една хипотеза е дека Венера била подложена на некој вид на глобално асфалтирање пред околу 300 – пред 500 милиони години кои бришеле доказите на постарите кратери.[11]

Едно можно објаснување за овој настан е дека тој е дел од цикличниот процес на Венера. На Земјата, тектониката на плочи овозможува топлината да избега од обвивката со адвекција, транспорт на материјал од плаштот до површината и враќање на старата кора во плаштот. Но, Венера нема докази за тектоника на плочи, така што оваа теорија вели дека внатрешноста на планетата се загрева (поради распаѓањето на радиоактивните елементи) додека материјалот во обвивката не стане доволно жежок за да го натера својот пат до површината.[12] Следниот настан што ќе се појави повторно на површина го покрива најголемиот дел или целата планета со лава, додека обвивката не се излади доволно за процесот да започне одново.

Вулкани уреди

 
Радарска слика на куполи во регионот Ејстла на Венера. Двете поголеми се приближно 65 километри широки и се подигаат помалку од 1 километар над околната рамнина.Овие широки и прилично ниски вулкани со рамен врв се тип на копнена форма која е единствена за Венера.Тие веројатно биле формирани од истиснување на високовискозна лава која била премногу леплива за да тече далеку надолу од отворите.
 
Компјутерски генериран перспективен поглед на куполи во Алфа Реџио на Венера. Куполите на оваа слика имаат просечен пречник од 25 km.
 
Одлика на арахноидната површина на Венера

На површината на Венера доминира вулканизам. Иако Венера е површно слична на Земјата, се смета дека тектонските плочи толку активни во геологијата на Земјата не постојат на Венера. Околу 80% од планетата се состои од мозаик на вулкански рамнини од лава, прошарани со повеќе од сто големи изолирани штитни вулкани и многу стотици помали вулкани и вулкански конструкции како што се короните. Ова се геолошки одлики за кои се верува дека се речиси единствени за Венера: огромни структури во облик на прстен од 100-300 километр во ширина и издигнувајќи се стотици метри над површината. Единственото друго место каде што се откриени е на месечината на Уран, Миранда. Се верува дека тие се формираат кога облаците од врел материјал во плаштот ја туркаат кората нагоре во форма на купола, која потоа се урива во центарот додека растопената лава се лади и истекува на страните, оставајќи структура слична на круна.

Разликите може да се видат во вулканските наслаги. Во многу случаи, вулканската активност е локализирана на фиксен извор, а наслаги се наоѓаат во близина на овој извор. Овој вид на вулканизам се нарекува „централизиран вулканизам“, со тоа што вулканите и другите географски одлики формираат посебни региони. Вториот тип на вулканска активност не е радијална или централизирана; поплавените базалти покриваат широки пространства на површината, слични на одликите како што се Деканските Стапици на Земјата. Овие ерупции резултираат со вулкани со пирокластичен проток.

Вулкани помали од 20 километри во пречник се многу изобилни на Венера и може да бројат стотици илјади, па дури и милиони. Многу од нив се појавуваат како срамнети со земја куполи за кои се смета дека се формирани на сличен начин како и штитестите вулкани на Земјата. Овие вулкани со купола од „палачинки“ се прилично тркалезни со 1 километар во висина и повеќекратно од таа во ширина. Вообичаено е да се најдат групи од стотици од овие вулкани во области наречени штитни полиња. Куполите на Венера се меѓу 10 и 100 пати поголеми од оние формирани на Земјата. Тие обично се поврзуваат со „корони“. Се смета дека овие куполи се формирани од високовискозна лава богата со силициум диоксид што еруптира под високиот атмосферски притисок на Венера. Се смета дека куполи наречени „крлежни“ (затоа што се појавуваат како куполи со бројни нозе), се смета дека претрпеле масовни настани како што се лизгање на земјиштето на нивните рабови. Понекогаш околу нив може да се видат наслаги од расфрлени отпадоци.

На Венера, вулканите се главно од типот на штитести вулкани. Сепак, морфологијата на овие вулкани на Венера е различна од штитестите вулкани на Земјата. На Земјата, штитестите вулкани можат да бидат широки неколку десетици километри и високи до 10 километри (6,2 ми) во случајот со Мауна Кеја, мерено од морското дно. На Венера, овие вулкани можат да покријат стотици километри во областа, но тие се релативно рамни, со просечна висина од 1,5 километри.

Други уникатни одлики на површината на Венера се „Нова“ (novae - радијални мрежи од насипи или грабени) и арахноиди. Нова се формира кога големи количества магма се екструдираат на површината за да формираат зрачни гребени и ровови кои се многу рефлектирачки за радарот. Овие насипи формираат симетрична мрежа околу централната точка каде што се појавила лавата, каде што може да има и вдлабнатина предизвикана од колапсот на комората на магмата.

Арахноидите се наречени така затоа што личат на пајакова мрежа, со неколку концентрични овали опкружени со сложена мрежа од радијални фрактури слични на оние на нова. Не е познато дали околу 250-те одлики идентификувани како арахноиди всушност имаат заедничко потекло или се резултат на различни геолошки процеси.

Тектонска активност уреди

И покрај фактот дека Венера се смета дека нема глобален тектонски систем на плочи како таков, површината на планетата покажува различни одлики поврзани со локалната тектонска активност. Одлики како што се раседи, набори и вулкани се присутни таму и може да бидат поттикнати главно од процесите во плаштот.

Активниот вулканизам на Венера генерирал синџири од преклопени планини, расцепни долини и терен познат како tesserae, збор што на грчки значи „подни плочки“. Тие ги покажуваат ефектите на еони на компресија и затегнувачка деформација.

За разлика од оние на Земјата, деформациите на Венера се директно поврзани со регионалните динамички сили во плаштот на планетата. Гравитациските студии сугерираат дека Венера се разликува од Земјата по тоа што нема астеносфера — слој со помала вискозност и механичка слабост што им овозможува на тектонските плочи на Земјината кора да се движат. Очигледното отсуство на овој слој на Венера сугерира дека деформацијата на површината на Венера мора да се објасни со конвективни движења во плаштот на планетата.

Тектонските деформации на Венера се случуваат на различни размери, од кои најмалите се поврзани со линеарни фрактури или раседи. Во многу области овие раседи се појавуваат како мрежи на паралелни линии. Пронајдени се мали, неконтинуирани планински врвови кои наликуваат на оние на Месечината и Марс. Ефектите од екстензивниот тектонизам се прикажани со присуството на нормални раседи, каде што кората е потоната во една област во однос на околната карпа и површни фрактури. Радарската слика покажува дека овие типови на деформации се концентрирани во појасите сместени во екваторските зони и на високите јужни широчини. Овие појаси се широки стотици километри и се смета дека меѓусебно се поврзуваат низ целата планета, формирајќи глобална мрежа поврзана со дистрибуцијата на вулканите.

Расцепите на Венера, формирани од проширувањето на литосферата, се групи на вдлабнатини широки десетици до стотици метри и се протегаат до 1,000 километри во должина. Пукнатините се главно поврзани со големи вулкански височини во форма на куполи, како што се оние во Бета Реџо, Атла Реџо и западниот дел на Ејсла Реџо. Изгледа дека овие висорамнини се резултат на огромни обвивки од плаштот (растечки струи на магма) кои предизвикале издигнување, фрактури, раседи и вулканизам.

Највисокиот планински синџир на Венера, Максвел Монтес во Иштар Тера, бил формиран со процеси на компресија, проширување и странично движење. Друг тип на географска одлика, пронајдена во низините, се состои од гребени појаси издигнати неколку метри над површината, широки стотици километри и долги илјадници километри. Постојат две големи концентрации на овие појаси: едната во Лавинија Планиција во близина на јужниот пол, а втората во непосредна близина на Аталанта Планиција во близина на северниот пол.

„Подните плочки“ се наоѓаат главно во Афродита Тера, Алфа Реџио, Телус Реџо и источниот дел на Иштар Тера. Овие региони содржат надреденост и вкрстување на грабени од различни геолошки единици, што укажува дека тоа се најстарите делови на планетата. Некогаш се сметало дека тие се континенти поврзани со тектонски плочи како оние на Земјата; во реалноста тие веројатно се резултат на поплави на базалтичка лава која формирала големи рамнини, кои потоа биле подложени на интензивни тектонски фрактури.[7]

 
Пресечен дијаграм на можна внатрешна структура

Магнетно поле и внатрешна структура уреди

Се смета дека кората на Венера е 70 километри дебела и составена од силикатни карпи.[7] :1729Венера има околу 2,840 км дебел плашт, а неговиот хемиски состав е веројатно сличен на оној на хондритите.[7] Бидејќи Венера е копнена планета, се претпоставува дека има јадро направено од полуцврсто железо и никел со полупречник од приближно 3,000 километри. 

Недостапноста на сеизмички податоци од Венера сериозно го ограничува она што дефинитивно може да се знае за структурата на обвивката на планетата, но моделите на обвивката на Земјата се изменети за да се направат предвидувања. Се очекува дека најгорниот плашт, од околу 70 до 480 километри, длабоко најчесто е направен од минералот оливин. Спуштајќи се низ плаштот, хемискиот состав останува во голема мера ист, но некаде помеѓу околу 480-760 километри, зголемениот притисок предизвикува кристалната структура на оливин да се промени во погусто набиената структура на спинел. Друга транзиција се случува помеѓу 760-1000 километри длабоко, каде што материјалот ги добива прогресивно покомпактни кристални структури на илменит и перовскит и постепено станува сè повеќе како перовскит додека не се достигне границата на јадрото.[7] :1729–1730

Венера е слична на Земјата по големина и густина, а така веројатно и во најголемиот состав, но нема значително магнетно поле.[7] Земјиното магнетно поле се произведува од она што е познато како динамо-ефект на јадрото, кое се состои од електрично спроводлива течност, надворешното јадро од никел-железо кое ротира. Се очекува Венера да има електрично спроводливо јадро со сличен состав, и иако нејзиниот вртежен период е многу долг (243,7 Земјини денови), симулациите покажуваат дека тоа е соодветно за производство на динамо.[13] Ова имплицира дека на Венера ѝ недостасува конвекција во нејзиното надворешно јадро. Конвекцијата се јавува кога има голема разлика во температурата помеѓу внатрешниот и надворешниот дел на јадрото, но бидејќи Венера нема тектоника на плочи за да испушта топлина од обвивката, можно е конвекцијата на надворешното јадро да се потиснува од топла обвивка. Исто така, можно е на Венера да ѝ недостасува цврсто внатрешно јадро од истата причина, ако јадрото е или премногу жешко или не е под доволен притисок за да дозволи степенот на никел-железо да замрзне.[7]

Лавини текови и канали уреди

 
Лавата која потекнува од Амавару (300 км надвор од сликата) го прелеал гребенот лево од центарот и се здружил десно од него.
 
Лавински канал од 2 километри во Седна Планиција

Лавините текови на Венера често се многу поголеми од оние на Земјата, долги и до неколку стотици километри и широки десетици километри. Сè уште не е познато зошто овие полиња со лава достигнуваат такви големини, но се сугерира дека тие се резултат на многу големи ерупции на базалтичка лава со ниска вискозност што се шират за да формираат широки, рамни рамнини.[7]

На Земјата, постојат две познати видови на базалтна лава:„А“ лава и pāhoehoe. (мазна, некршлива) „А“ лава претставува груба текстура во форма на скршени блокови. Лавата pāhoehoe се препознава по нејзиниот необичен изглед. Нерамни површини се појавуваат на светлите радарски слики, кои може да се користи за да се утврдат разликите помеѓу овие два вида на лави. Овие варијации може да ги одразуваат и разликите во староста и зачувувањето на лавата. Каналите и лавинските цевки (канали кои се оладиле и над кои се формирала купола) се многу чести на Венера. Двајца планетарни астрономи од Универзитетот во Волонгонг во Австралија, д-р Грем Мелвил и проф. Бил Зили, ги истражувале овие цевки, користејќи податоци доставени од НАСА, во текот на неколку години и заклучиле дека тие се широко распространети и до десет пати поголеми од оние на Земјата. Мелвил и Зили изјавиле дека огромната големина на цевките може да се објасни со многу течни текови на лава заедно со високите температури на Венера, што ѝ дозволува на лавата бавно да се лади.

Во најголем дел, полињата со проток на лава се поврзани со вулкани. Централните вулкани се опкружени со обемни текови кои го формираат јадрото на вулканот. Тие се исто така поврзани со пукнатини, корони, густи кластери од вулкански куполи, купи, бунари и канали.

Благодарение на Магелан, идентификувани се повеќе од 200 канали и комплекси долини. Каналите биле класифицирани како едноставни, сложени или најсложени. Едноставните канали се одликуваат со единствен, долг главен канал. Оваа категорија ги вклучува ритчињата слични на оние што се наоѓаат на Месечината и нов тип, наречен канали, кој се состои од долги, различни канали кои ја одржуваат својата ширина во текот на целиот тек. Најдолгиот таков канал кој бил идентификуван (Балтис Валис) има должина од повеќе од 6,800 километри, околу една шестина од обемот на планетата.

Сложените канали вклучуваат анастомозирани мрежи, покрај дистрибутивните мрежи. Овој тип на канал е забележан во асоцијација со неколку ударни кратери и важни лавински поплави поврзани со главните полиња на проток на лава. Сложените канали се направени од едноставни и сложени сегменти. Најголемиот од овие канали покажува анастомозирана мрежа и модифицирани ридови слични на оние присутни на Марс.

Иако обликот на овие канали многу укажува на течна ерозија, нема докази дека тие биле формирани од вода. Всушност, нема докази за вода никаде на Венера во последните 600 милиони години. Додека најпопуларната теорија за формирањето на каналите е дека тие се резултат на топлинска ерозија од лава, постојат и други хипотези, вклучително и дека тие се формирани од загреани течности формирани и исфрлени за време на ударите.

Површински процеси уреди

 
Карта на Венера составена од податоци снимени од вселенското летало на НАСА почнувајќи од 1978 година.

Ветер уреди

Течната вода и мразот не постојат на Венера, и затоа единствениот агенс на физичка ерозија што може да се најде (освен топлинската ерозија од тековите на лавата) е ветерот. Експериментите покажале дека густината на атмосферата овозможува транспорт на седименти дури и со мал ветер.[14] Затоа, навидум реткоста на еолските копнени форми мора да има некоја друга причина.[15] Ова имплицира дека преносливите честички со големина на песок се релативно ретки на планетата; што би било резултат на многу бавните стапки на механичка ерозија.[16] Процесот што е најважен за производство на седимент на Венера може да биде од ударни настани кои формираат кратери, што е засилено со навидум поврзаноста помеѓу ударните кратери и формите на копното на еолот надолу.[17][18][19]

Овој процес се манифестира во исфрлањето на ударните кратери исфрлени на површината на Венера. Материјалот исфрлен при удар на метеорит се крева во атмосферата, каде што ветровите го пренесуваат материјалот кон запад. Како што материјалот се депонира на површината, тој формира форми во форма на парабола. Овој тип на наоѓалиште може да се формира врз различни геолошки одлики или текови на лава. Затоа, овие наоѓалишта се најмладите структури на планетата. Сликите од Магелан откриваат постоење на повеќе од 60 од овие наслаги во форма на парабола кои се поврзани со удари од кратери.

Материјалот за исфрлање, транспортиран од ветрот, е одговорен за процесот на обновување на површината со брзини, според мерењата, од приближно еден метар во секунда. Со оглед на густината на долната атмосфера на Венера, ветровите се повеќе од доволни да предизвикаат ерозија на површината и пренос на ситнозрнест материјал. Во регионите опфатени со наслаги од исфрлање може да се најдат ветровити линии, дини и јарданзи. Ветровите линии се формираат кога ветрот дува исфрлачки материјал и вулканска пепел, таложејќи ги на врвот на топографските пречки. Како последица на тоа, страните изложени на ветер од куполите, се изложени на удар на ситни зрна кои го отстрануваат капачето на површината. Ваквите процеси го изложуваат материјалот одоздола, кој има различна грубост, а со тоа и различни одлики под радарот, во споредба со формираниот талог.

Дините се формираат со таложење на честички кои се со големина на зрнца песок и имаат брановидни форми. Јарданзите се формираат кога материјалот што се пренесува со ветер ги издлаби кревките наслаги и создава длабоки бразди.

Линиските форми на ветерот поврзани со ударните кратери следат траекторија во насока на екваторот. Оваа тенденција сугерира присуство на систем на циркулација на Хедлиееви ќелии помеѓу средните географски широчини и екваторот. Податоците од радарот на Магелан го потврдуваат постоењето на силни ветрови кои дуваат кон исток во горната површина на Венера, и меридијални ветрови на површината.

Хемиска ерозија уреди

Хемиската и механичката ерозија на старите текови на лава е предизвикана од реакции на површината со атмосферата во присуство на јаглерод диоксид и сулфур диоксид. Овие два гасови се првиот и третиот најзастапен гас на планетата, соодветно; вториот најзастапен гас е инертен азот. Реакциите веројатно вклучуваат влошување на силикатите со јаглерод диоксид за производство на карбонати и кварц, како и влошување на силикатите со сулфур диоксид за да се произведе анхидрат калциум сулфат и јаглерод диоксид.

Античка течна вода уреди

Според проучувањата на Институтот за вселенски студии „Годард“ на НАСА, се претпоставува дека Венера можела да има плитки океани во минатото до пред 2 милијарди години,[20][21][22][23][24] количински со вода колку Земјата.[25] Во зависност од параметрите користени во нивниот теоретски модел, последната течна вода можела да испари дури пред 715 милиони години.[22] Во моментов, единствената позната вода на Венера е во форма на мала количина на атмосферска пареа (20 ppm).[26][27] Водородот, компонента на водата, сè уште се губи во вселената во денешно време, како што е откриено од вселенското летало Венера Експрес на ЕСА. [25]

Наводи уреди

  1. ↑ Justin Filiberto; и др. (3 January 2020). „Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine“. Science Advances. 6 (1): eaax7445. Bibcode:2020SciA....6.7445F. doi:10.1126/sciadv.aax7445. PMC 6941908. PMID 31922004.
  2. ↑ de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. (2001). Planetary Sciences (First. изд.). Cambridge University Press. ISBN 978-0521482196.
  3. ↑ Ivanov, Mikhail A.; Head, James W. (2010). Scientific Pamphlet, Geologic Map of the Lakshmi Planum Quadrangle (V–7), Venus (PDF). USGS. Посетено на 27 September 2016.
  4. ↑ Fegley, Bruce (1997-08-01). „Why Pyrite Is Unstable on the Surface of Venus“. Icarus. 128 (2): 474–479. Bibcode:1997Icar..128..474F. doi:10.1006/icar.1997.5744.
  5. ↑ Shepard, Michael K.; Arvidson, Raymond E.; Brackett, Robert A.; Fegley, Bruce (1994-03-15). „A ferroelectric model for the low emissivity highlands on Venus“. Geophysical Research Letters (англиски). 21 (6): 469–472. Bibcode:1994GeoRL..21..469S. doi:10.1029/94GL00392. ISSN 1944-8007.
  6. ↑ Treiman, Allan; Harrington, Elise; Sharpton, Virgil (2016-12-01). „Venus' radar-bright highlands: Different signatures and materials on Ovda Regio and on Maxwell Montes“. Icarus. MicroMars to MegaMars. 280: 172–182. Bibcode:2016Icar..280..172T. doi:10.1016/j.icarus.2016.07.001.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 7,6 7,7 7,8 Basilevsky, A. T.; J. W. Head III (2003). „The surface of Venus“ (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. Архивирано од изворникот (PDF) на 2006-03-27.
  8. ↑ 8,0 8,1 Bougher, S. W.; Hunten, D. M.; Philips, R. J.; McKinnon, William B.; Zahnle, Kevin J.; Ivanov, Boris A.; Melosh, H. J. (1997). Venus II – Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. Tucson: The University of Arizona Press. стр. 969. ISBN 978-0-8165-1830-2.
  9. ↑ Basilevsky, A. T.; Head, J. W.; Setyaeva, I. V. (1 September 2003). „Venus: Estimation of age of impact craters on the basis of degree of preservation of associated radar-dark deposits“. Geophys. Res. Lett. 30 (18): 1950. Bibcode:2003GeoRL..30.1950B. CiteSeerX 10.1.1.556.5966. doi:10.1029/2003GL017504.
  10. ↑ Kreslavsky, Mikhail A.; Ivanov, Mikhail A.; Head, James W. (21 December 2014). „The resurfacing history of Venus: Constraints from buffered crater densities“ (PDF). Icarus. 250: 438–450. Bibcode:2015Icar..250..438K. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.024. Архивирано од изворникот (PDF) на 2019-07-28. Посетено на 7 October 2016.
  11. ↑ Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (1994). „The global resurfacing of Venus“. Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388.
  12. ↑ Battaglia, Steven M. (March 2016). „Venus: Could Resurfacing Events be Triggered by Sun's Oscillations through the Galactic Mid-Plane?“ (PDF). The 47th Lunar and Planetary Science Conference.
  13. ↑ Stevenson, David J. (15 March 2003). „Planetary magnetic fields“ (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 208 (1–2): 1–11. Bibcode:2003E&PSL.208....1S. doi:10.1016/S0012-821X(02)01126-3.
  14. ↑ Greeley, R.; и др. (1984). „Windblown sand on Venus“. Icarus. 57. doi:10.1016/0019-1035(84)90013-7; cited in Craddock, Robert A. (2012). „Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus“. Progress in Physical Geography. 36: 110–124 [111]. doi:10.1177/0309133311425399.
  15. ↑ Greeley, R.; и др. (1984). „Windblown sand on Venus“. Icarus. 57. doi:10.1016/0019-1035(84)90013-7; cited in Craddock, Robert A. (2012). „Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus“. Progress in Physical Geography. 36: 110–124 [112]. doi:10.1177/0309133311425399.
  16. ↑ Craddock, Robert A. (2011). „Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus“. Progress in Physical Geography. 36 (1): 110–124. doi:10.1177/0309133311425399.
  17. ↑ Greeley, R., et al., Aeolian features on Venus: Preliminary Magellan results. Journal of Geophysical Research 97(E8): 13319–13345. 1992.; cited in Craddock, Robert A. (2012). „Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus“ (PDF). Progress in Physical Geography. 36: 110–124 [112]. doi:10.1177/0309133311425399.
  18. ↑ Greeley, R., et al., 1995 Wind-related features and processes on Venus: Summary of Magellan results. Icarus 115: 399–420.; cited in Craddock, Robert A. (2012). „Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus“ (PDF). Progress in Physical Geography. 36: 110–124 [112]. doi:10.1177/0309133311425399.
  19. ↑ Weitz, CM, in Ford, et. al. (eds). Surface modification processes. In: Guide to Magellan Image Interpretation. Pasadena, CA: NASA Jet Propulsion Laboratory. NASA-CR-194340 JPL Publication 93-24: 57–73. 1993.; cited in Craddock, Robert A. (2012). „Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus“ (PDF). Progress in Physical Geography. 36: 110–124 [112]. doi:10.1177/0309133311425399.
  20. ↑ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. (2008). „Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data“. Journal of Geophysical Research: Planets. 113 (E9): E00B24. Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. doi:10.1029/2008JE003134.
  21. ↑ David Shiga (10 October 2007). „Did Venus's ancient oceans incubate life?“. New Scientist.
  22. ↑ 22,0 22,1 Michael J. Way; и др. (26 August 2016). „Was Venus the First Habitable World of our Solar System?“. Geophysical Research Letters. 43 (16): 8376–8383. arXiv:1608.00706. Bibcode:2016GeoRL..43.8376W. doi:10.1002/2016GL069790. PMC 5385710. PMID 28408771.
  23. ↑ Michael Cabbage and Leslie McCarthy (11 August 2016). „NASA climate modeling suggests Venus may have been habitable“. NASA. Посетено на 19 November 2016.
  24. ↑ Shannon Hall (10 August 2016). „Hellish Venus Might Have Been Habitable for Billions of Years“. Scientific American. Посетено на 19 November 2016.
  25. ↑ 25,0 25,1 „Where did Venus's water go?“. European Space Agency. 18 December 2008. Посетено на 19 November 2016.
  26. ↑ Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. (2003). „The surface of Venus“. Rep. Prog. Phys. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04.
  27. ↑ Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D.; и др. (2007). „A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO“. Nature. 450 (7170): 646–649. Bibcode:2007Natur.450..646B. doi:10.1038/nature05974. PMID 18046397.

Ресурси достапни на интернет уреди

Публикации уреди

  • Лицето на Венера. Мисијата за мапирање на радари на Магелан , од Ладислав Е. Рот и Стивен Д. Вол. Специјална публикација на НАСА, Вашингтон, јуни 1995 година (SP-520).

Книги уреди

  • Површинска модификација на Венера како што е заклучено од набљудувањата на Магелан на рамнините, од RE Ardvison, R. Greeley, MC Malin, RS Saunders, NR Izenberg, JJ Plaut, ER Stofan и MK Shepard. Геофизика истражување 97, 13.303. (1992)
  • Радарската мисија на Магелан до Венера, од ВТК Џонсон. Проц. IEEE 79, 777. (1991)
  • Планетарни пејзажи, трето издание, од Р. Грили. Чепмен и Хол. (1994)
  • Венера - геолошка приказна, 1-во издание, од Питер Катермол. UCL Press. (1994).

Надворешни врски уреди

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Геологија_на_Венера&oldid=5124842“