Venuksen geologia

Kokeneet kirjoittajat eivät ole vielä tarkistaneet sivun nykyistä versiota, ja se voi poiketa merkittävästi 7.7.2020 tarkistetusta versiosta . tarkastukset vaativat 3 muokkausta .

Venuksen geologia - planeettatieteen ja planeettageologian  haara , joka on omistettu Venuksen geologiselle rakenteelle . Koska tämän planeetan pinta on jatkuvan pilvipeiteen peittämä ja optisen alueen havaintojen ulottumattomissa , nykyaikainen tieto pinnan geologisista rakenteista, käsitys niiden alkuperästä, evoluutiosta ja vastaavasta maanalaisesta rakenteesta . kuori perustuu tutkakuviin . Neuvostoliiton AMS Venera -15 :n ja Venera-16 :n vuonna 1984 korkeus- ja aukkomittausten perusteella saatiin yleinen käsitys planeetan geomorfologiasta ; täydellisin määrä pintatietoja saatiin NASAn Magellan AMS : llä , joka työskenteli kiertoradalla elokuusta 1990 syyskuuhun 1994 ja kartoi tutkallaan 98 % Venuksen pinnasta (22 % niistä kolmiulotteisissa kuvissa ).

Venuksen pinnalla on merkkejä entisestä aktiivisesta basalttivulkanismista , jossa on kilpi- ja yhdistelmätulivuoria , jotka ovat samanlaisia ​​kuin maan päällä , mutta joiden muodostumiseen vaikuttivat tiheä massiivinen ilmakehä ja noin 475 °C: n pintalämpötila . Verrattuna Kuuhun , Marsiin tai Merkuriukseen , Venuksen pinnalla ei käytännössä ole pieniä törmäyskraattereita tiheän ja paksun ilmakehän suojaavan vaikutuksen vuoksi. Keskikokoisia ja suuria kraattereita on myös vähemmän kuin Kuussa ja Merkuriuksessa, mikä selittyy pinnan nuoruudella. Helpon epätavallisten yksityiskohtien joukossa ovat seuraavat:

Pinnalla on myös jähmettynyttä laavavirtausta , todisteita ilmakehän eroosiosta ja seismisestä aktiivisuudesta .

Pintatutkimukset ennen AMS "Magellania"

Venuksesta tuli toinen taivaankappale Kuun jälkeen , jonka pintaa tutkittiin Maan tutkalla . Ensimmäiset havainnot tehtiin vuonna 1961 NASAn Goldstonen observatoriossa . Useiden myöhempien huonompien konjunktioiden aikana Venusta havaittiin Goldstonessa ja Arecibon observatoriossa , jotka tuottivat vuoteen 1963 mennessä seuraavat tiedot:

Tutkahavaintojen mukaanplaneetan säde osoittautui noin 70 km pienemmäksi kuin optisen , mikä selittyy Venuksen radioaaltoja läpäisevän pilvipeitteen läsnäololla . Myös varhaiset tutkahavainnot osoittivat, että Venuksen pinnalla oli enemmän kiviä ja vähemmän pölyä kuin Kuun pinnalla . Jo ensimmäisistä tutkakuvista löydettiin kirkkaita alueita, nimeltään Alpha , Beta ja Maxwell.

Vuosina 1970-1985 tutkatekniikoissa tapahtui merkittävä parannus, jonka ansiosta pinnasta saatiin kuvia 1-2 km:n resoluutiolla .

Avaruuslentojen aikakauden alkaessa Venuksesta tuli yksi laskeutumisajoneuvoja käyttävän tutkimuksen kohteista . Laukaisuikkuna planeetalle lennolle tapahtuu 19 kuukauden välein, ja vuosina 1962-1985 jokaisena näistä laukaisulle sopivista aikaväleistä käynnistettiin planeetalle automaattisia planeettojenvälisiä asemia .

Vuonna 1962 Mariner 2 lensi Venuksen ohi , ja siitä tuli ensimmäinen avaruusalus, joka vieraili toisella planeetalla. Vuonna 1965 Venera 3 :sta tuli ensimmäinen avaruusalus, joka pääsi toiselle planeetalle. Vuonna 1967 Venera 4 :stä tuli ensimmäinen avaruusalus, joka välitti tietoja Venuksen ilmakehän ominaisuuksista. Samana vuonna Mariner 5 mittasi planeetan magneettikentän . Vuonna 1970 Venera 7 :stä tuli ensimmäinen ajoneuvo, joka onnistui laskeutumaan pintaan. Vuonna 1974 Mariner 10 lensi planeetan ohi matkalla Merkuriukseen valokuvaten pilviä ultraviolettisäteilyssä , mikä mahdollisti poikkeuksellisen voimakkaan tuulen havaitsemisen korkealla. Vuonna 1975 Venera 9 -satelliitti lähetti ensimmäiset optiset kuvat pinnasta ja teki gammasäteilyhavaintoja ympäröivistä kivistä . Venera 10 toisti nämä havainnot eri laskeutumispaikalla samana vuonna . Vuonna 1978 Pioneer Venera 1 lähti kiertoradalle planeetan ympäri ja suoritti korkeus- ja gravimetrisiä mittauksia kartoittaen pintaa 63° S. 78° N asti Samana vuonna Pioneer Venera-2 tarkensi tietoja ilmakehän ominaisuuksista, mukaan lukien isotooppien argon -36 ja argon - 38 suhteiden mittaaminen (yksi aseman laskeutumismoduuleista työskenteli pinnalla noin tunnin ajan). Vuonna 1982 Venera -13 välitti ensimmäiset värikuvat Venuksen pinnalta ( maanäytteistä tehtiin myös röntgenanalyysi - laskeutumismoduuli työskenteli pinnalla 127 minuuttia ). Samana vuonna Venera 14 -laskeutuja mittasi seismisen aktiivisuuden ja löysi merkkejä sen läsnäolosta.

Vuonna 1983 Venera - 15- ja Venera-16- satelliitit saivat yksityiskohtaisempia tutkakuvia pinnasta ja mittasivat asennetun korkeusmittarin avulla merkittävän osan planeetan pohjoisesta pallonpuoliskosta. Nämä asemat käyttivät ensimmäisenä synteettistä aukkotutkaa Venuksen tutkimiseen ja ottivat pinnasta kuvia 1–2 km:n resoluutiolla. Korkeusmittaukset, jotka olivat neljä kertaa tarkempia kuin Pioneer Venus -avaruusaluksen mittaukset, antoivat tietoa pinnan rakenteesta ja topografiasta, jota ei tuolloin voinut saada maapallolta skannaamalla. Molemmat laitteet olivat pitkänomaisilla naparadoilla ja tallensivat mittauksia 16 minuutin sisällä navalta 30 asteeseen pohjoiseen leveysasteeseen . , jäljellä oleva aika kiertoradalla 24 tunnin aikana käytettiin vastaanotetun 8 Mt :n tiedon lähettämiseen Maahan. Laitteiden toiminnan aikana (11.11.1983-10.7.1984) planeetan oma 1,48°/ vrk pyörimisnopeus mahdollisti koko pohjoisen napa-alueen skannaamisen. Vastaanotetut tiedot käsiteltiin Radiotekniikan ja elektroniikan instituutissa , mikä mahdollisti yleiskäsityksen planeetan geomorfologiasta . Monet maaperät, joiden on aiemmin uskottu olevan seurausta asteroidien törmäyksistä, on tunnistettu epätavallisiksi vulkaanisiksi rakenteiksi. Yksi Venera-15:n ja Venera-16 AMS:n työn tuloksista oli uusien kohokuvioyksityiskohtien löytäminen, joiden nimissä käytetään yleistermejä " kruunu " (rengasrakenteet kooltaan 150-600 km) [1 ] ja " tessera " ( vuorottelevien harjujen ja laaksojen rakenteet, jotka muistuttavat kuvissa parkettia) [2] . Säteittäisten harjanteiden ympäröimiä rengasrakenteita löydettiin. Heidät nimettiin hämähäkkeiksi , koska ne muistuttavat ulkonäöltään hämähäkkejä. Levytektoniikasta ei ole löydetty todisteita . Tämän vahvistivat myöhemmin AMS Magellanin keräämät tiedot . Pieni määrä törmäyskraattereita mahdollisti sen, että planeetan nykyaikainen pinta muodostui suhteellisen äskettäin.

Vuonna 1985 Neuvostoliiton Vega - ohjelman puitteissa AMS:n " Vega-1 " ja " Vega-2 " kahden laskeutumismoduulin piti toimia planeetan pinnalla. Ensimmäinen moduuli ei voinut suorittaa tutkimusohjelmaa pinnalla tahattoman ennenaikaisen aktivoitumisensa vuoksi, ja Vega-2-laskeutumismoduuli työskenteli pinnalla 56 minuuttia.

AMS Magellan -tutkimusohjelma

AMS laukaistiin sukkulasta osana Atlantiksen lentoa STS-30 4. toukokuuta 1989 ja lähti Venuksen kiertoradalle 10. elokuuta 1990 . Laitteen aktiivinen työ planeetan lähellä kesti yli neljä vuotta, mikä mahdollisti AMS:n aukkotutkan avulla kolmen ohjelman syklin suorittamisen suurimman osan pinnasta havainnoimiseksi. Koska kunkin syklin aikana tehtiin havaintoja eri kulmista, osasta pintaa saatiin kuvia eri kulmista, mikä mahdollistaa kolmiulotteisten ( stereografisten ) kuvien rakentamisen niille.

Tutkimusohjelma alkoi 16. elokuuta 1990 ja päättyi 11. lokakuuta 1994. Päivän aikana AMS teki 7,3 kierrosta planeetan ympäri ottamalla 17–28 km leveän ja 70 000 km pitkän kuvan, mikä mahdollisti 98:n kuvaamisen. % planeetan pinnasta työn loppuun mennessä, 22 % niistä on eri kulmista.

Venuksen pintamuotojen suurimpien edustajien koko
(km) [3] [4]

Topografia

Venuksen pinnalla on suhteellisen pieni korkeusero. Pioneer-Venus AMS :n mukaan havaittiin, että korkeusero planeetan korkeimman ja alimman kohdan välillä on noin 13 km, kun taas Maan kohdalla tämä arvo on noin 20 km. Näiden AMS:n saamien tietojen mukaan noin 51 % Venuksen pinnasta sijaitsee ±500 metrin korkeudella planeetan keskisäteestä (6052 km). Vain 2 % pinta-alasta poikkeaa tästä keskiarvosta yli 2 km. AMS Magellanin korkeusmittari vahvisti pinnan yleisesti tasaisen luonteen osoittaen, että 80% siitä ei poikkea enempää kuin kilometriä planeetan keskimääräisestä säteestä. Merkittävimmät kohokohdat ovat Lakshmin tasango ja Maxwell - vuoret 11 km korkealla, Akny7 km korkea ja Freyamyös 7 km korkea. Suhteellisen pienestä korkeuserosta huolimatta korkeusmittaustiedot paljastavat suuria kaltevia tasankoja. Joten Maxwell-vuorista lounaaseen joidenkin alueiden kaltevuus on 45 °. Maaston kaltevuus on myös rekisteröity Danu-vuorten alueella.ja Themisin alueella. Noin 75 % pinnasta on kiviä, jota ei peitä sedimenttikivet.

Ylämaat

Korkeuksien katsotaan olevan 10 % pinnasta, ja niiden korkeudet ovat yli kaksi kilometriä keskimääräisen etäisyyden yläpuolella Venuksen keskustasta. Merkittävimmät niistä ovat Afroditen , Ishtarin ja Ladan maat, sekä Betan ja Phoeben alueetja Themis. Alueet Alpha , Bellja Eistles ovat vähemmän merkittäviä ylänköryhmiä.

Plains

Tasangot kattavat noin 50 % pinnasta ja sijaitsevat 0–2 kilometrin korkeudella planeetan keskimääräisestä säteestä.

Lowlands

Jäljellä olevaa pinnan osaa kutsutaan alangoksi ja se sijaitsee pääasiassa nollaksi otetun korkeuden alapuolella. Tutkatiedot osoittavat, että ne ovat senttimetrin tarkkuudella tasaista pintaa ja täynnä materiaalia, joka on suoritettu kukkuloiden eroosioprosesseilla .

Iskukraatterit

Maan päällä tehdyt havainnot tutkalla ovat mahdollistaneet joidenkin törmäyskraatterien topografisten piirteiden määrittämisen.[ määritä ] . AMS " Venera-15 " ja " Venera-16 " kiertoradalla tehdyt havainnot mahdollistivat 150 kraatterin tunnistamisen ja AMS Magellan  -900 havainnot.

Merkuriukseen , kuuhun ja vastaaviin ei- ilmakehän taivaankappaleisiin verrattuna Venuksella on hyvin vähän kraattereita, mikä johtuu osittain ilmakehän suojaavasta vaikutuksesta. [5] Venuksella ei ole halkaisijaltaan alle 2 km:n kraattereita, ja halkaisijaltaan jopa 30 km:n kraattereita on suhteellisen vähän. Pienet kraatterit ovat muodoltaan epäsäännöllisiä ja sijaitsevat ryhmissä, mikä osoittaa putoavien taivaankappaleiden tuhoutumisen planeetan tiheässä ilmakehässä. [5] Venuksella on myös vähemmän suuria kraattereita kuin muissa aurinkokunnan suhteellisen suurissa kappaleissa. Olemassa olevat suuret kraatterit eivät sisällä jälkiä myöhemmästä vulkaanisesta toiminnasta, mikä osoittaa, että tapahtuma, joka aiheutti ne, tapahtui aktiivisen tulivuoren vaiheen päätyttyä planeetalla. Tutkatietojen mukaan niiden pintaa ei tasoittunut minkäänlainen eroosio , eikä se ollut täynnä tuotuja sedimenttikiviä . Kraatterien satunnainen jakautuminen pinnan poikki – ei tiheämpiä alueita – on todiste siitä, että koko planeetan pinta on samanikäinen.

Kraatterien pieni määrä Kuuhun tai Merkuriukseen verrattuna ei toisaalta salli Venuksen maiseman osien ja sen koko pinnan ikää arvioida kraatterimäärän perusteella, toisaalta viittaa siihen, että se muodostui suhteellisen äskettäin tapahtuman jälkeen, joka joko tuhosi kokonaan planeetan vanhan kuoren yläkerrokset tai piilotti ne kokonaan uusien kerrostumien alle. Näin ollen Venus on aurinkokunnan ainoa maanpäällinen planeetta , joka on kokenut samanlaisen tapahtuman nykyaikaisessa historiassaan.

Vulkanismi

Nykyaikainen Venuksen pinta muodostui pääasiassa vulkaanisista prosesseista. Tulivuoren sedimenttien laskeuman luonteen mukaan erotetaan "keskityyppinen vulkanismi", jolla on selkeästi määritelty toimintakeskus, ja ansatyyppinen aluevulkanismi . Koska planeetalta ei ole löydetty levytektoniikkaa ja näin ollen subduktiovyöhykkeitä ei ole, kaikki planeetan "keskitettyä tyyppiä olevat" tulivuoret ovat - termin suppeassa merkityksessä - kilpitulivuoria . Stratovolkaanit ovat tulivuoria, jotka muistuttavat ulkonäöltään samanlaisia ​​rakenteita maan päällä. Nuoremmat laavavirrat näyttävät yleensä kirkkaammilta alueilta tutkakuvissa , koska niiden materiaali on vähemmän eroosiota ympäröivään maisemaan verrattuna.

Noin 80 % planeetan pinnasta on laavavirtojen muodostamia tasankoja , joiden joukossa on noin sata suurta stratovolkaania , monia pienempiä tulivuoria ja rakenteita, joita kutsutaan kruunuiksi .. Jälkimmäiset ovat suuria pyöreitä muodostelmia, joiden halkaisija on 100-300 km ja jotka kohoavat useita satoja metrejä ympäröivän alueen yläpuolelle ja joiden uskotaan muodostuneen vulkaanisen aineen jähmettymisen seurauksena sen jälkeen, kun osa laavasta on levinnyt ympäristöön. muodostaen siten seppeleen kaltaisen rakenteen. Pinnalla on paljon tulivuoria, joiden halkaisija on alle 20 km (niiden kokonaismäärä voidaan mitata satoihin tuhansiin). Jotkut niistä ovat tasaisia, kerroksittain ja piirakkamaisia ​​ja halkaisijaltaan jopa 15 km. Niiden uskotaan olevan alkuperältään samanlaisia ​​kuin maanpäälliset kilpi tulivuoret . Ne ryhmittyvät usein kruunujen ympärille, ja ne muodostuivat erittäin viskoosista laavasta, joka purkautui planeetan tiheässä ilmakehässä. Toisin kuin maanpäälliset kilpitulivuoret, joiden korkeus pohjasta on 10 km, niiden Venuksen kollegoiden korkeus ei ylitä 1,5 km.

Muita vulkaanisia rakenteita ovat ns. " uutiset " - patojen säteittäiset verkostot entisten basalttivirtojen paikalla ja mahdollisesti kaldera keskellä; sekä araknoidit - samankeskiset soikeat rakenteet, joita ympäröi " novassa "  havaittujen kaltaisten muodostumien verkosto .

Laavavirtaukset ja -kanavat

Laavavirrat Venuksella ovat paljon suurempia kuin nykyaikaiset maanpäälliset vastineensa ja saavuttavat satojen kilometrien pituuden ja kymmenien kilometrien leveyden. Syytä, joka johti tällaisten laajojen laavakenttien muodostumiseen menneisyydessä, ei ole vielä tiedossa, mutta planeetalle muodostui laajat tasangot matalaviskositeettisten basaltilaavojen purkausten seurauksena . [6] Laavakentät yhdistetään yleensä toimintakeskuksiin tai keskitettyyn vulkanismiin , mutta myös halkeamia tulivuoreihin, kruunuihin ja tulivuoren kupoliryhmiin , kartioihin ja kanaviin. AMS Magellanin tietojen perusteella löydettiin noin 200 laavakanavaa ja laaksojärjestelmää , jotka on jaettu yksinkertaisiin, haarautuviin ja stratokomplekseihin. Yksinkertaiset kanavat ovat ainoa pitkä laavakanava ilman merkittäviä jopa 7000 km pitkiä haaroja ( Baltisin laakso), haarautuvat kanavat sisältävät monia haaroja, jotka usein palaavat pääkanavaan, stratokompleksit muodostuvat useista purkauksista ja voivat yhdistää yksinkertaisten ja haarautuvien kanavien ominaisuuksia. Yksittäisten laavaputkien mittojen tulisi olla kymmeniä metrejä leveitä ja useita satoja kilometrejä pitkiä. [7] Magmaisen materiaalin leviäminen niin pitkiä matkoja johtuu sen korkeasta lämpötilasta, alhaisesta viskositeetista ja ilmakehän korkeasta lämpötilasta, mikä hidasti laavan jähmettymisprosessia.

Tektoninen aktiivisuus

Huolimatta siitä, että Venuksella ei sinänsä ole tektonista aktiivisuutta, planeetan pinnalla on monia rakenteita, jotka liittyvät yleisesti levytektoniikkaan. Pintamuodostelmia, kuten murtumia , tulivuoria , vuorijonoja ja rift -tasangkoja maan päällä muodostuu laattojen liikkumisen seurauksena ylävaipan sulan kerroksen yli . Venuksella aktiivinen vulkanismi on muodostanut vuoristojonoja, riftitasankoja ja tasankoja, joiden kohokuvio muodostui sarjan puristus- ja laajennussarjan seurauksena pitkän ajan kuluessa ja sai nimen tessera.

Toisin kuin maapallolla, tässä muodonmuutokset liittyvät suoraan planeetan vaipan sisällä oleviin dynaamisiin voimiin. Gravimetriset mittaukset osoittavat, että Venuksella ei ole astenosfääriä (suhteellisen alhaisen viskositeetin kerrosta, joka edistää levyjen vaakasuoria liikkeitä). Astenosfäärin puuttuminen viittaa siihen, että planeetan pinnan muodonmuutokset liittyvät suoraan konvektioliikkeihin planeetan vaipan sisällä. Venuksen tektonisia muodonmuutoksia esiintyy eri mittakaavassa, joista pienin ilmenee lineaarisissa halkeamissa tai vaurioissa (joissakin paikoissa siirrokset muodostavat yhdensuuntaisten viivojen verkoston). Venuksen pinnalta löytyy usein myös Kuulle ja Marsille ominaisia ​​laajenemattomia vuorijonoja . Laajan tektonismin vaikutukset ilmenevät vaurioina, joissa osa Venuksen kuoresta vajoaa ympäröivään maastoon nähden alemmalle tasolle, halkeamat leviävät maiseman kohoavien ja alentuneiden osien läpi. Tutkahavainnot osoittavat, että nämä useiden satojen kilometrien levyiset siirrokset ovat keskittyneet päiväntasaajan alueille korkeille eteläisille leveysasteille ja ovat yhteydessä toisiinsa. Näin muodostunut vikaverkko kattaa planeetan ja määrittää tulivuorten jakautumisen pinnalla. Venuksen halkeamia muodostui yhdessä litosfäärin kehittymisen kanssa ja ne ovat kymmenien - satojen metrien leveitä ja jopa 1000 km pitkiä painumien ryhmiä, jotka yleensä liittyvät suuriin kupolin muotoisiin tulivuorenmuodostelmiin, kuten Beta , Atlyja Aistla . Nämä kohoumat ovat todennäköisimmin magmaattisten pilvien paljastumista pintaan , mikä aiheutti niiden nousun, halkeamien ja vaurioiden muodostumisen sekä vulkanismin.

Planeetan korkeimmat vuoret - Maxwell-vuoret ( Ishtar-maan alueella ) - muodostuivat puristusmuodonmuutosten, venytyksen ja sivuttaisliikkeen seurauksena. Toinen Venuksen maantieteellisen ominaisuuden tyyppi löytyy alangoista, ja se sisältää " harjuvyöhykkeitä ", jotka kohoavat useita satoja metrejä pinnan yläpuolelle ja ovat jopa useita satoja metrejä leveitä ja jopa tuhat kilometriä pitkiä. Näiden vöiden tärkeimmät kasaumat sijaitsevat Lavinian tasangoilla.lähellä etelänavaa ja Atalantaa - pohjoisella alueella.

Tesseraa löytyy pääasiassa Afroditen maasta, Ishtarin maan itäosasta ( Onnen tessera), Alfa- alueella ja Tellurian alueella . Tesserae ovat alueita, joita peittävät risteävät harjut ja grabenit . Tesseraen muodostuminen liittyy basalttimateriaalin varhaisiin vuodatuksiin, jotka muodostivat tasaisen alueen, jota myöhemmin tektoniset prosessit muuttivat [6] .

Sisäinen rakenne ja magneettikenttä

Venuksen kuoren uskotaan olevan 50 kilometriä paksu ja koostuvan silikaattikivistä . Planeetan vaippa ulottuu noin 3000 km syvälle, sen kemiallista koostumusta vuoden 2011 mukaan ei ole tarkasti määritelty. Koska Venus on maanpäällinen planeetta , sillä oletetaan olevan rauta-nikkeliydin, jonka säde on noin 3000 km.

Pioneer Venus -kiertoradalla saadut tiedot osoittavat , että planeetalla ei ole merkittävää magneettikenttää . Koska pyörivän johtimen läsnäolo on välttämätön dynamoilmiön ilmaantumiselle , sen puuttuminen voidaan selittää planeetan hitaalla pyörimisellä 243,7 päivän sideerisellä jaksolla . [8] Simulaatioiden mukaan tämän hitaan pyörimisen pitäisi kuitenkin riittää dynamoilmiön ilmaantumiseen, ja nykyaikaisen magneettikentän puuttuminen voidaan selittää vain konvektion puuttumisella ytimessä. [8] Koska taivaankappaleen nestekerrosten välillä tapahtuu konvektiivisia prosesseja, kun niiden välillä on merkittävä lämpötilaero ja jos säteilylämmönsiirto ei riitä säteilemään lämpöä takaisin ympäröivään tilaan, konvektio voi tarkoittaa, että joko ydin vapauttaa lämpöä sen nykyisessä tilassaan rajoitetusti tai planeetalla ei ole sisäydintä, jonka lämpötila on korkeampi.

Kuoren tuhoutuminen menneisyydessä

Uskotaan, että 300-500 miljoonaa vuotta sitten Venuksessa tapahtui tapahtuma, joka johti planeetan kuoren täydelliseen uusiutumiseen tai sen ylempien kerrosten päällekkäisyyteen saapuvan vaippamateriaalin vaikutuksesta. Yksi mahdollinen selitys ilmiölle on hypoteesi tällaisten tapahtumien syklisyydestä, jonka seurauksena sen sisäisiin kerroksiin kertynyt ylimääräinen lämpö vapautuu pitkäksi aikaa. Maapallolla lämmönsiirtoprosessi keskustasta pintaan tapahtuu levytektoniikan kautta , jota ei ole löydetty Venuksesta. Siten tämän teorian mukaan planeetalla on nykyisessä tilassaan sisäinen lämpeneminen alkuaineiden radioaktiivisen hajoamisen vuoksi, mikä jonkin ajan kuluttua johtaa uuteen globaalin basalttivulkanismin jaksoon, joka peittää lähes kokonaan Venuksen pinnan. uudella magmaattisella materiaalilla. [9] Epäsuora vahvistus tälle teorialle on, että huolimatta planeetan maapallon lähellä olevista parametreistä, se on käytännössä vailla magneettikenttää eikä ilmakehän deuteriumin ja vedyn suhteen poikkeuksellisen korkeaa arvoa -1. Ensimmäinen selittyy lämmönsiirron puutteella Venuksen ytimestä, toinen voi viitata siihen, että lähimenneisyydessä sen ilmakehässä oli paljon enemmän vettä.

Nykyaikaiset prosessit pinnalla

Koska vettä ei voi olla nestemäisessä tilassa pinnalla ja sen määrä ilmakehässä on mitätön, pinnalla tapahtuvat eroosioprosessit voivat johtua vain purkausten aikana tapahtuvista laavavirroista , pinnan vuorovaikutuksesta ilmakehän kanssa, materiaalin irtoamisesta pinnasta. suurten meteoriittien putoamisen ja räjähdysmäisten purkausten aikana. Kahdessa viimeisessä tapauksessa sinkoutunut aines - kun se tulee ilmakehän ylempiin kerroksiin voimakkaiden tuulien kanssa - kuljetetaan länteen ja putoaa pintaan muodostaen parabolisen sadevyöhykkeen. Ilmakehän eroosioprosessit jaetaan tuulieroosioon, joka vähäisellä tuulella alhaisella korkeudella johtuu korkeasta kaasutiheydestä pinnalla, ja kemialliseen eroosioon, joka johtuu aggressiivisten kemiallisten yhdisteiden läsnäolosta ilmakehässä, jotka reagoivat pinnan kanssa. kiviä, mikä johtaa niiden asteittaiseen tuhoutumiseen. Koska näiden prosessien nopeus on alhainen ja pinta on melko nuori, suurin osa siitä ei ole peitetty sedimenttikivillä. Tällaisten kivien kerääntyminen on havaittu vain alueilla, jotka liittyvät menneisyyteen suuriin meteoriittitörmäyksiin. Alueilta, joilla on samankaltaisia ​​sateita, on löydetty dyynikenttiä , yardangeja ja sedimenttikiviä, jotka on organisoitu lineaarisiin kuvioihin myöhemmän tuulen pakottamisen seurauksena. Yli 60 tällaista parabolista sadevyöhykettä löydettiin Magellan AMS -tietojen perusteella , jotka yhdessä muiden eroosioprosessien kanssa muodostavat maiseman uusimmat piirteet.

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Venuksen salaperäiset maisemat // Maa ja universumi . - M . : Nauka , 1990. - Nro 2 . - S. 91 .
  2. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Venuksen salaperäiset maisemat // Maa ja universumi . - M . : Nauka , 1989. - Nro 6 . - S. 45 .
  3. ↑ Venuksen kohokuviokartta . Haettu 29. toukokuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 8. maaliskuuta 2012.
  4. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature Arkistoitu 21. syyskuuta 2020 Wayback Machinessa 
  5. ↑ 1 2 Bougher , SW; Hunten, D.M.; Philips, RJ; William B. McKinnon, Kevin J. Zahnle, Boris A. Ivanov, HJ Melosh. Venus II - Geologia, geofysiikka, ilmakehä ja aurinkotuuliympäristö  . — Tucson: University of Arizona Press  , 1997. - s. 969. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  6. ↑ 1 2 Basilevsky, AT; J. W. Pää III. Venuksen pinta  //  Raportteja fysiikan edistymisestä : päiväkirja. - 2003. - Voi. 66 , nro. 10 . - P. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2006. Arkistoitu kopio (linkki ei saatavilla) . Käyttöpäivä: 24. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 27. maaliskuuta 2006. 
  7. ↑ Tohtori Graeme Melville (tähtitieteilijät Wollongongin yliopistosta, Australia) ja Prof. Bill Zealey
  8. ↑ 1 2 Stevenson, DJ, (2003) . " Planeetaariset magneettikentät ", Earth and Planetary Science Letters , 208, 1-11 
  9. ↑ Toisin sanoen vuodelle 2011 ei tiedetä varmasti, tarvitaanko törmäystä toisen suuren taivaankappaleen kanssa uuden globaalin basalttivulkanismin (planeetan kuoren uusiutumisen syklin) alkamiseen.

Linkit

Julkaisut Internetissä

Kirjat ja artikkelit