Вселенной называется всё сущее на свете. Это и Земля, на которой мы живём, это и горы и моря, покрывающие её поверхность. Это наша Луна и наше Солнце и это бесчисленные звезды, пылающие над нашей головой.
«Мир» никогда не кончится: вселенная была и будет вечна в своём движении и развитии.


Венера поверхность планеты


Венера - nagval8

Что то не знаю, куда с вами на ночь глядя "прогуляться". А чем черт не шутит, давайте отправимся на Венеру. Что мы все по земле да по земле.

Вене́ра — вторая внутренняя планета Солнечной системы с периодом обращения в 224,7 Земных дней. А так же Венера — третий по яркости объект на небе Земли послеСолнца и Луны и достигает видимой звездной величины в −4,6. Поскольку Венера ближе к Солнцу чем Земля, она никогда не кажется слишком удалённой от Солнца: максимальное угловое расстояние между ней и Солнцем составляет 47,8°. Своей максимальной яркости Венера достигает незадолго до восхода или через некоторое время после захода Солнца, что дало повод называть её также Вечерняя звезда или Утренняя звезда.

Венера вращается в обратном, нежели почти все планеты, направлении. Небо на планете имеет яркий желто-зеленый оттенок. 

Венера - едва ли не самая загадочная планета Солнечной системы. Внешнее сходство с Землей при полной противоположности природных условий сделали ее уникальным аналогом нашей планеты и заставили ученых искать причины удивительной эволюции Венеры, начало которой, вероятно, имело немало общего с самым ранним периодом истории нашей планеты.

Кликабельно 1600 рх

Венера классифицируется как землеподобная планета и иногда её называют «сестрой Земли», потому что обе планеты похожи размерами, силой тяжести и составом. Поверхность Венеры скрывает чрезвычайно густая облачность из облаков серной кислоты с высокими отражательными характеристиками, что не даёт увидеть поверхность Венеры в видимом свете (но её атмосфера прозрачна для радиоволн, с помощью которых впоследствии и был исследован рельеф планеты). Споры о том, что находилось под густой облачностью Венеры, продолжались до двадцатого столетия, пока многие из тайн Венеры не были приоткрыты планетологией. У Венеры самая плотная среди прочих землеподобных планет атмосфера, состоящая главным образом из углекислого газа. Это объясняется тем, что на Венере нет никакого круговорота углерода и органической жизни, которая могла бы перерабатывать его в биомассу.

Атмосферное давление на поверхности Венеры в 92 раза больше чем на Земле. Детальное картографирование поверхности Венеры проходило лишь в течение последних 22 лет и в частности проектом Магеллан.

Удивительно низкое число ударных кратеров говорит в пользу того, что поверхность Венеры относительно молода и ей приблизительно 500 миллионов лет.

Для земного наблюдателя Венера не отходит от Солнца дальше чем на 48°. Это объясняется тем, что она расположена ближе к Солнцу, чем Земля. В течение 585 суток чередуются периоды ее вечерней и утренней видимости.

Ниже представлены фотографии Венеры, выполненные советскими космическими аппаратами, а также изображения самих этих аппаратов, в том чсиле, "Венера 13" 1 марта 1982 г. к востоку от Области Феба (7,5 ю. ш., 303 в. д.).

У Венеры самая плотная атмосфера среди планет земной группы, самое медленное вращение вокруг оси и наименьший эксцентриситет орбиты (0,007).

Зная периоды вращения и обращения, легко рассчитать продолжительность солнечных суток на Венере. Оказывается, они в 117 раз длиннее земных, и венерианский год состоит менее чем из двух таких суток. Температура на поверхности Венеры (на уровне среднего радиуса планеты) — около 750 К (475 °C).

Рельеф поверхности Венеры на карте полушарий показан различными цветами: низменности - фиолетовым и синим, невысокие возвышенности - зеленым, высокие нагорья - желтым, бежевым и коричневым, самые высокие участки - белым. Разница высот между фиолетовыми и коричневыми участками - 4 км, белые - на 2 км выше.

Двойной ураган на северном полюсе Венеры. Снимок 2006 года. (ФотоESA / AOES Medialab.)

Наиболее точное значение среднего радиуса твердой поверхности, найденное к настоящему времени при помощи радиовысотометрических и траекторных измерений, составляет 6051,5 ± 0,1 км. Радиус верхней границы облаков — около 6120 км

Фигура планеты близка к сферической. Более точно она может быть представлена трехосным эллипсоидом, у которого полярное сжатие на два порядка меньше, чем у Земли. В экваториальной плоскости полуоси эллипсоида равны 6052,02 ± 0,1 км и 6050,99 ± 0,14 км; полярная полуось равна 6051, 54 ± 0,1 км.

Центр масс планеты смещен по отношению к ее геометрическому центру на 430 ± 120 км. Объем твердой части Венеры составляет 0,859 объема Земли.

Кликабельно 1600 рх

На поверхности Венеры обнаружены кратеры, разломы и другие признаки протекавших на ней интенсивных тектонических процессов. Поверхность покрыта камнями и плитами различных размеров; поверхностные породы близки по составу к земным осадочным породам.

Было обнаружено множество различных деталей вулканического происхождения: потоки лавы, небольшие купола 2-3 км в поперечнике, большие вулканические конусы, имеющие в поперечнике сотни километров, "венцы" и паутинообразные структуры - так называемые "арахноиды". Венцы Венеры - круглые или овальные вулканические образования, окруженные хребтами, углублениями и радиальными линиями.

Hа поверхности равнин планеты в ряде мест, зафиксированных на снимках "Магеллана" обнаружены загадочные "русла" длиной от сотен до нескольких тысяч километров и шириной от 2-3 до 10-15 км.

-

nagval8.livejournal.com

ВЕНЕРА • Большая российская энциклопедия

ВЕНЕ́РА, вто­рая по рас­стоя­нию от Солн­ца пла­не­та Сол­неч­ной сис­те­мы, ас­тро­но­мич. знак ♀. На­ря­ду с Мер­ку­ри­ем, Зем­лёй и Мар­сом при­над­ле­жит к се­мей­ст­ву пла­нет зем­ной груп­пы. В. – наи­бо­лее яр­кое (по­сле Солн­ца и Лу­ны) све­ти­ло не­ба. Уг­ло­вое рас­стоя­ние В. от Солн­ца для зем­но­го на­блю­да­те­ля не пре­вы­ша­ет 48°, по­это­му пла­не­та вид­на толь­ко в те­че­ние не­ко­то­ро­го вре­ме­ни по­сле за­хо­да Солн­ца («ве­чер­няя звез­да», ан­тич­ное имя Hesper, Vesper) ли­бо не­за­дол­го до его вос­хо­да («ут­рен­няя звез­да», ан­тич­ное имя Phosphor, Lucifer). В., так же как и Лу­на, име­ет фа­зы (от­кры­ты Г. Га­ли­ле­ем в 1610). Уг­ло­вой диа­метр В. при на­блю­де­нии с Зем­ли из­ме­ня­ет­ся от 10″ (в верх­нем со­еди­не­нии) до 64,5″ (в ниж­нем со­еди­не­нии).

Общая характеристика планеты

Ор­би­та В. близ­ка к кру­го­вой, ср. ра­ди­ус ор­би­ты 108,2 млн. км (0,723 а. е.), экс­цен­три­си­тет 0,0068, на­клон плос­ко­сти ор­би­ты к эк­лип­ти­ке 3°23,65′. Сол­неч­ная по­сто­ян­ная 2,62 кВт/м2. Вра­ще­ние В. близ­ко к син­хрон­но­му – пе­ри­од об­ра­ще­ния во­круг Солн­ца (си­де­ри­че­ский пе­ри­од) со­став­ля­ет 224,7 зем­ных су­ток, в то же вре­мя соб­ст­вен­ное вра­ще­ние пла­не­ты чрез­вы­чай­но мед­лен­ное – 243 зем­ных су­ток, при­чём на­прав­ле­ние это­го вра­ще­ния об­рат­но на­прав­ле­нию вра­ще­ния пла­не­ты во­круг Солн­ца. Та­кие ха­рак­те­ри­сти­ки вра­ще­ния пла­не­ты при­во­дят к то­му, что сол­неч­ные су­тки на В. (вре­мя ме­ж­ду дву­мя вос­хо­да­ми Солн­ца) со­став­ля­ют ок. 117 зем­ных су­ток.

Верхний облачный слой Венеры; снимок сделан в ультрафиолетовом диапазоне длин волн американским космическим аппаратом «Pioneer Venus» 5 февраля 1979.

Из всех пла­нет зем­ной груп­пы В. по сво­им раз­ме­рам наи­бо­лее по­хо­жа на Зем­лю. Ср. ра­ди­ус В. на эк­ва­то­ре 6051,5 км (95% зем­но­го ра­диу­са). Мас­са 4,87 × 1024 кг (81,5% мас­сы Зем­ли). Ср. плот­ность 5,24 г/см3, ус­ко­ре­ние сво­бод­но­го па­де­ния на эк­ва­то­ре 8,87 м/с2 (для Зем­ли 5,97 г/см3 и 9,78 м/с2 со­от­вет­ст­вен­но). Пер­вая кос­мическая ско­рость на В. 6,2 км/с, вто­рая – 10,2 км/с. В. не име­ет соб­ст­вен­но­го маг­нит­но­го по­ля. У пла­не­ты нет ес­тественных спут­ни­ков. У В. име­ет­ся плот­ная ат­мо­сфе­ра; пла­не­та ок­ру­же­на сплош­ным об­лач­ным по­кро­вом с вы­со­кой от­ра­жа­тель­ной спо­соб­но­стью (ин­те­граль­ное сфе­рическое аль­бе­до 0,75).

Поверхность Венеры

Панорамное изображение поверхности Венеры, полученное посадочным аппаратом «Венера-13» 1 марта 1982.

Бо­лее 80% по­верх­но­сти В. за­ни­ма­ет рав­ни­на. На рав­ни­нах име­ют­ся воз­вы­шен­ные об­ра­зо­вания – «ост­ро­ва» и «кон­ти­нен­ты», на кото­рых при­сут­ст­ву­ют не­ре­гу­ляр­ные струк­ту­ры (т. н. тес­се­ры), коль­це­вые об­ра­зо­ва­ния («ко­ро­ны») и мно­же­ст­во др. струк­тур, вы­зван­ных тек­то­нич. де­фор­ма­ция­ми. Наи­бо­лее зна­чит. воз­вы­шен­ные об­ра­зо­ва­ния – Зем­ля Иш­тар (Ishtar Ter­ra) и Зем­ля Аф­ро­ди­ты (Aphrodite Ter­ra). Зем­ля Иш­тар на­хо­дит­ся в сев. час­ти пла­не­ты, по пло­ща­ди близ­ка к пло­ща­ди Ав­ст­ра­лии; здесь рас­по­ло­же­но неск. круп­ных гор, вклю­чая са­мую вы­со­кую на пла­не­те го­ру Мак­свел­ла, вер­ши­на ко­то­рой на­хо­дит­ся на уров­не 11 км над ср. по­верх­но­стью пла­не­ты. Зем­ля Аф­ро­ди­ты на­хо­дит­ся вбли­зи эк­ва­то­ра, по пло­ща­ди при­бли­зи­тель­но в два раза пре­вы­ша­ет Зем­лю Иш­тар. На по­верх­но­сти В. об­на­ру­же­но боль­шое чис­ло вул­ка­нов, в осн. в эк­ва­то­ри­аль­ной об­лас­ти. Вы­со­та круп­ных вул­ка­нов 1–2,5 км. На В. ок. 1000 удар­ных кра­те­ров. Диа­метр наи­боль­ше­го кра­те­ра 270 км, наи­мень­ше­го – 1,5 км. Рас­пре­де­ле­ние кра­те­ров и тек­то­нич. об­ра­зо­ва­ний сви­де­тель­ст­ву­ет о том, что ср. воз­раст по­верх­но­сти пла­не­ты со­став­ля­ет 500–800 млн. лет. Хи­мич. со­став грун­та в мес­тах по­сад­ки кос­мич. ап­па­ра­тов со­от­вет­ст­ву­ет зем­ным ба­заль­то­вым по­ро­дам и ука­зы­ва­ет на их вул­ка­нич. про­ис­хо­ж­де­ние.

Атмосфера Венеры

Су­ще­ст­во­ва­ние ат­мо­сфе­ры В. от­крыл М. В. Ло­мо­но­сов в 1761 по на­блю­де­ни­ям про­хо­ж­де­ния пла­не­ты по дис­ку Солн­ца. Спек­тро­ско­пич. на­блю­де­ния, вы­пол­нен­ные в 1932, по­зво­ли­ли на­дёж­но оп­ре­де­лить осн. ком­по­нент ат­мо­сфе­ры – ди­ок­сид уг­ле­ро­да СО2. Позд­нее на­зем­ные из­ме­ре­ния в ИК и УФ об­лас­тях спек­тра вы­яви­ли при­сут­ст­вие в ат­мо­сфе­ре в не­боль­ших ко­ли­че­ст­вах па­ров во­ды Н2О, мо­но­ок­си­да уг­ле­ро­да СО, хло­ро­во­до­ро­да HCl, фто­ро­во­до­ро­да HF. В 1974 ана­лиз ре­зуль­та­тов по­ля­ри­за­ци­он­ных из­ме­ре­ний и ИК-спек­тров при­вёл к вы­во­ду, что об­ла­ка В., на­хо­дя­щие­ся на вы­со­те 60–70 км, пред­став­ля­ют со­бой мик­ро­ско­пические ка­пель­ки кон­цен­три­ро­ван­ной сер­ной ки­сло­ты h3SO4.

Ис­сле­до­ва­ния с по­мо­щью кос­мич. ап­па­ра­тов под­твер­ди­ли, что осн. со­став­ляю­щей (ок. 96%) ат­мо­сфе­ры В. яв­ля­ет­ся СО2, вто­рой по рас­про­стра­нён­но­сти газ – азот N2 (ок. 4%). Ат­мо­сфер­ное дав­ле­ние у по­верх­но­сти пла­не­ты 9,5 МПа (в 95 раз вы­ше, чем у по­верх­но­сти Зем­ли). Темп-ра у по­верх­но­сти очень вы­со­кая – ср. зна­че­ние 740 К. Та­кие ус­ло­вия на В. ока­за­лись не­ожи­дан­ны­ми. Не­смот­ря на бли­зость В. к Солн­цу, из-за вы­со­кой от­ра­жа­тель­ной спо­соб­но­сти об­ла­ков толь­ко ок. 25% сол­неч­но­го из­лу­че­ния про­ни­ка­ет че­рез ат­мо­сфе­ру. Од­на­ко чрез­вы­чай­но вы­со­кая темп-ра на по­верх­но­сти пла­не­ты объ­яс­ня­ет­ся очень эф­фек­тив­ным пар­ни­ко­вым эф­фек­том из-за со­дер­жа­ния в ат­мо­сфе­ре мо­ле­кул СО2, SO2, h3O, ко­то­рые по­гло­ща­ют ИК-из­лу­че­ние, и об­ла­ков, за­дер­жи­ваю­щих те­п­ло­вое из­лу­че­ние внутр. сло­ёв ат­мо­сфе­ры. Пар­ни­ко­вый эф­фект вы­зы­ва­ет уве­ли­че­ние темп-ры у по­верх­но­сти при­бли­зи­тель­но на 500 гра­ду­сов (в срав­не­нии с ожи­дае­мой темп-рой по­верх­но­сти пла­не­ты без ат­мо­сфе­ры). Др. осо­бен­но­стью В. яв­ля­ет­ся её су­хость – при вы­со­кой темп-ре во­да не мо­жет су­ще­ст­во­вать на по­верх­но­сти, но и в ат­мо­сфе­ре В. об­на­ру­же­но очень не­боль­шое ко­ли­че­ст­во во­дя­но­го па­ра.

В тро­по­сфе­ре (от по­верх­но­сти до вы­со­ты ок. 60 км) темп-ра и дав­ле­ние с вы­со­той па­да­ют и на гра­ни­це тро­по­сфе­ры со­став­ля­ют 260 К и 20 кПа со­от­вет­ст­вен­но. Об­ла­ка име­ют слои­стую струк­ту­ру. Вы­со­та их ниж­ней гра­ни­цы 47 км, верх­ней – ок. 70 км от по­верх­но­сти пла­не­ты. В верх­ней час­ти об­ла­ков пре­об­ла­да­ют час­ти­цы, со­стоя­щие из 75%-ного рас­тво­ра сер­ной ки­сло­ты. Вы­ше об­лач­но­го по­кро­ва (до вы­со­ты ок. 120 км) на­хо­дит­ся об­ласть, на­зы­вае­мая стра­то­сфе­рой (или ме­зо­сфе­рой). Здесь на­хо­дит­ся тем­пе­ра­тур­ный ми­ни­мум ат­мо­сфе­ры – ок. 170 К. Вы­ше стра­то­сфе­ры рас­по­ло­же­на тер­мо­сфе­ра. В этих об­лас­тях ат­мо­сфе­ра очень раз­ре­же­на, темп-ра варь­и­ру­ет­ся в ши­ро­ких пре­де­лах, уве­ли­чи­ва­ясь с вы­со­той до 400 К на днев­ной сто­ро­не и не­мно­го умень­ша­ясь с вы­со­той на ноч­ной сто­ро­не пла­не­ты.

Из-за мед­лен­но­го вра­ще­ния пла­не­ты, прак­ти­че­ски кру­го­вой ор­би­ты и ма­ло­го на­кло­не­ния оси вра­ще­ния се­зон­ные и кли­ма­тич. из­ме­не­ния на В. ма­лы. Об­щая цир­ку­ля­ция ат­мо­сфе­ры име­ет слож­ный и не­обыч­ный ха­рак­тер: на вы­со­тах 40–80 км ат­мо­сфер­ные по­то­ки дви­жут­ся с боль­шой ско­ро­стью (ок. 100 м/с) па­рал­лель­но эк­ва­то­ру в на­прав­ле­нии соб­ст­вен­но­го вра­ще­ния пла­не­ты (про­ти­во­по­лож­ном дви­же­нию пла­не­ты во­круг Солн­ца). Этот эф­фект на­зы­ва­ют гло­баль­ной супер­ро­та­ци­ей. В ре­зуль­та­те пе­ри­од об­раще­ния об­ла­ков вбли­зи плос­ко­сти эк­ва­то­ра со­став­ля­ет 4–5 зем­ных су­ток. Су­ще­ст­ву­ет так­же ме­ри­дио­наль­ная цир­ку­ля­ция ат­мо­сфе­ры В. со ско­ро­стью ок. 5 м/с в ка­ж­дой по­лу­сфе­ре. Вбли­зи по­лю­сов В. раз­ви­ва­ют­ся дол­го­жи­ву­щие вих­ре­вые струк­ту­ры ра­диу­сом до 1000 км.

Ионосфера Венеры

На вы­со­тах св. 120 км ат­мо­сфе­ра В. ио­ни­зу­ет­ся УФ-из­лу­че­ни­ем Солн­ца и по­то­ка­ми за­ря­жен­ных час­тиц сол­неч­но­го и кос­мич. про­ис­хо­ж­де­ния; фор­ми­ру­ет­ся ио­но­сфе­ра пла­не­ты. Мак­си­мум плот­но­сти ио­но­сфе­ры В. на днев­ной сто­ро­не ок. 106 частиц/см3 на вы­со­те 140 км. Па­ра­мет­ры ио­но­сфе­ры из­ме­ня­ют­ся с из­ме­не­ни­ем сол­неч­ной ак­тив­но­сти. Ио­но­сфе­ра В. яв­ля­ет­ся пре­пят­ст­ви­ем для на­бе­гаю­ще­го по­то­ка сол­неч­но­го вет­ра (у В. ср. плот­ность сол­неч­но­го вет­ра 15 час­тиц/см3, ско­рость ок. 440 км/с). При взаи­мо­дей­ст­вии сол­неч­но­го вет­ра с ио­но­сфе­рой об­ра­зу­ет­ся удар­ная вол­на, по­сле про­хож­де­ния ко­то­рой ско­рость сол­неч­но­го вет­ра па­да­ет до 100 км/с и он от­кло­ня­ет­ся, оги­бая ио­но­сфе­ру В. Фор­ма удар­ной вол­ны у В. по­доб­на фор­ме удар­ной вол­ны у Зем­ли, од­на­ко ме­ха­низ­мы взаи­мо­дей­ст­вия сол­неч­но­го вет­ра с ио­но­сфе­ра­ми В. и Зем­ли кар­ди­наль­но от­ли­ча­ют­ся: у В. взаи­мо­дей­ст­вие сол­неч­но­го вет­ра с ио­но­сфе­рой про­ис­хо­дит в от­сут­ст­вие маг­нит­но­го по­ля пла­не­ты; у Зем­ли сол­неч­ный ве­тер взаи­мо­дей­ст­ву­ет с маг­нит­ным по­лем пла­не­ты, об­ра­зуя об­шир­ную маг­ни­то­сфе­ру.

Космические исследования Венеры

Совр. зна­ния об ат­мо­сфе­ре и по­верх­ности В. по­лу­че­ны в пе­ри­од с 1966 по 1994 по дан­ным 16 сов. кос­мич. ап­па­ратов се­рии «Ве­не­ра», двух кос­мич. ап­па­ра­тов «Ве­га», а так­же амер. ап­па­ра­тов «Mariner 2, 5, 10», «Pioneer Venus» и «Magellan». Ис­сле­до­ва­ния со­ста­ва внутр. сло­ёв ат­мо­сфе­ры, па­ра­мет­ров её вер­ти­каль­но­го про­фи­ля и ус­ло­вий на по­верх­но­сти пла­не­ты ста­ли воз­мож­ны толь­ко с ис­поль­зо­ва­ни­ем кос­мич. зон­дов, во­шед­ших в её ат­мо­сфе­ру и дос­тиг­ших по­верх­но­сти. Ин­фор­ма­ция о по­верх­но­сти В. по­лу­че­на дву­мя ме­то­да­ми – па­но­рам­ные изо­бра­же­ния по­верх­но­сти и ис­сле­до­ва­ние со­ста­ва по­род в мес­тах по­сад­ки зон­дов; гло­баль­ное кар­ти­ро­ва­ние по­верх­но­сти В. с по­мо­щью ра­да­ра. Зон­ди­ро­ва­ние рель­е­фа по­верх­но­сти с по­мо­щью ра­да­ра воз­мож­но на тех дли­нах волн элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния, для ко­то­рых ат­мо­сфе­ра про­зрач­на (сан­ти­мет­ро­вый диа­па­зон длин волн).

11.4.2006 на ор­би­ту ис­кусств. спут­ни­ка В. вы­шел кос­мич. ап­па­рат «Ve­nus Ex­p­ress» Ев­роп. кос­мич. аген­т­ст­ва, за­пу­щен­ный 9.11.2005 с кос­мод­ро­ма Бай­ко­нур. Ап­па­рат пред­на­зна­чен для комп­лекс­ных ис­сле­до­ва­ний ат­мо­сфе­ры и кли­ма­та пла­не­ты, её плаз­мен­ной обо­лоч­ки, ра­дио­ло­ка­ци­он­но­го зон­ди­ро­ва­ния под­по­вер­х­но­ст­ных сло­ёв В., по­ис­ка её вул­ка­нич. ак­тив­но­сти.

bigenc.ru

Astro-world ­ Венера/ Поверхность планеты

ВВЕДЕНИЕ

Планета Венера относится к планетам земной группы и располагается между Меркурием и Землей. Размеры, масса и плотность Венеры чрезвычайно близки к таким же параметрам Земли, поэтому изучение Венеры может пролить свет на некоторые еще плохо известные моменты истории нашей планеты. Венера вращается в противоположную сторону по сравнению со всеми другими планетами, она покрыта мощной углекислой атмосферой и плотным слоем облаков, состоящих из капелек серной кислоты. Давление атмосферы у поверхности Венеры составляет почти 100 кг/см2, что в 100 раз больше, чем на Земле, а температура достигает почти +500 С. Ввиду таких условий поверхность Венеры может быть исследована только методом радиолокации, поэтому всю информацию мы получаем из радарных изображений.

Космические исследования Венеры начались в 1961 г. с полета советской АМС "Венера-1", пролетевшей в 100 тыс. км от планеты. После этого были полеты еще нескольких "Венер" и американских "Маринеров". В 1970 г. космический аппарат (КА) "Венера-7" впервые совершил на планету мягкую посадку, а в 1975 г. с КА "Венера-9" и "Венера-10" были получены панорамные изображения поверхности Венеры. В 1978 г. был запущен американский проект "Пионер-Венера", результатом которого стала топографическая карта, созданная на основе радарной съемки. С октября 1983 г. КА "Венера-15" и "Венера-16" начали радиолокационную съемку в масштабе 1 5 000 000, в результате которой было заснято все северное полушарие Венеры до широты в 30 . В 1990 г. США запустили КА "Магеллан", с которого было заснято 97% территории Венеры, а разрешение снимков на местности составляло 100-200 м, что намного выше, чем при съемках с КА "Венера-15, -16". Результаты анализа изображений, полученных с советских КА "Венера-15, -16" и американского "Магеллан" были основными, позволившими впервые не только создать карту рельефа Венеры, но и выделить основные типы структур, установив их морфологию, взаимоотношения между собой, в том числе и возрастные, и высказать идеи о возможном их происхождении. Дискуссии о генезисе структур поверхности Венеры будут продолжаться еще долгие годы.

ГЛАВНЫЕ МОРФОЛОГИЧЕСКИЕ ТИПЫ РЕЛЬЕФА ВЕНЕРЫ

Первая морфологическая карта части поверхности, составленная по материалам радарной съемки с КА "Венера-15, -16", была опубликована в 1986 г. Дальнейшие исследования подтвердили ее достоверность, внеся лишь дополнения. Миссия КА "Магеллан" позволила получить радарное изображение всей поверхности Венеры, а также дать характеристику расчлененности рельефа. Кроме того, была получена большая информация по радиофизическим свойствам рельефа, важная для интерпретации радарных снимков поверхности.

Поверхность Венеры состоит из двух основных типов рельефа: равнин, занимающих преобладающую площадь, и возвышенностей , доля которых не превышает 15% (рис. 1).

Рис. 1. Общий вид Венеры. Составлен из различных радарных снимков. Коричневые оттенки характеризуют возвышенные участки, преимущественно тессеры; синие и зеленые - пониженные участки рельефа, занятые лавовыми полями. Снимок НАСА.

На этом радарном изображении поверхности Венеры равнины показаны в голубоватых тонах, а возвышенности - в светло-коричневых. Дело в том, что поверхность тессеры неровная, расчлененная, обладающая многочисленными плоскостями и гранями, отражающими радиоволны назад к источнику как бы зеркально. Это обусловливает повышенную радарную яркость тессеры. Взаимоотношение возвышенных и равнинных участков в первом приближении однозначно свидетельствует о более молодом возрасте равнин, сложенных обширными покровами базальтовых лав, напоминающих земные, обладающих пониженной вязкостью и как следствие растекающихся на большие расстояния. Возвышенные участки местности обладают разной морфологией, разными высотами и разным происхождением. Рассмотрим возвышенные типы местности более подробно.

Тессеры.

Одним из наиболее интересных типов рельефа поверхности Венеры является тессера, занимающая примерно 8,3% поверхности, или 36 млн км2 (рис. 2).

Рис. 2. Схема распределения тессер (красный цвет) на поверхности Венеры (по М.А. Иванову, 1998)

Тессера (от греч. - черепица) представляет собой обширные пространства расчлененного рельефа, весьма четко выделяющегося на фоне всех остальных типов. Тессерные массивы группируются в четыре комплекса: Земля Афродиты, Земля Иштар, область Феба-Беты и Земля Лада. Размеры тессерных массивов составляют первые тысячи километров, что сравнимо с крупными горными районами Земли, например в Центральной Азии. Кроме крупных основных массивов тессеры существуют и небольшие ее участки, как бы острова в море базальтовых равнин, обладающих, как правило, темным радиоизображением. Размеры и площадь тессер сильно колеблются, но в среднем составляют не менее 60 тыс. км2.

Главной морфологической чертой тессер является сочетание различных по форме и размерам гряд, сильно различающихся по своим очертаниям и протяженности (рис. 3). Гряды могут быть линейными и протяженными длиной до многих сотен километров. А могут быть и острыми или, наоборот, закругленными, иногда и с плоской вершинной поверхностью, ограниченной вертикальными уступами, что напоминает сочетание ленточных грабенов и горстов в земных условиях (рис. 3,2 и 3). Само расположение гряд может быть линейным, когда гряды параллельны друг другу или размещаются кулисообразно (рис. 3,4), либо они изгибаются, образуя петли (рис. 3,1).

Рис. 3. Характерные типы структурных рисунков тессеры: 1 - петельчатая структура, 2 - ортогональная структура, 3 - ленточные грабены, 4 - линейные гряды. Снимок КА "Магеллан". НАСА.

Рис. 4. Структура типа венцов или короны. Видны также пояса трещин (белые линии). Снимок КА "Магеллан". НАСА. Полосчастость снимка связана с тем, что он "склеен" из нескольких изображений.

Нередко гряды напоминают сморщенную пленку застывшего киселя или канатные лавы базальтов Гавайских островов. Иногда гряды изгибаются наподобие шевронных складок, обладающих коленообразной формой. Высоты гряд составляют от 1,0-1,5 до 2 км, а уступов, ограничивающих грабены, - до 1 км (рис. 3,2). Борта грабенов нередко обладают ступенчатостью, напоминая земные ступенчатые грабены, например в Восточно-Африканской рифтовой системе. Один из довольно распространенных структурных рисунков тессеры характеризуется наличием напоминающих панцирь черепахи ромбов или прямоугольников, возвышающихся над пониженными участками, (рис. 3,1). Эти понижения тем не менее всегда располагаются выше уровня равнин, обрамляющих тессеру. Тессеры такого типа часто пересекаются параллельными тонкими линиями: раздвигами, трещинами или грабенами. Местами можно наблюдать ортогональную структуру тессеры, образованную взаимно пересекающимися грядами и грабенами, что заставляет предполагать различные напряженные состояния в коре - от сжатия до растяжения.

Линейные гряды и пояса гряд развиты в пределах рав- нинных участков и образуют протяженные (до 2000 км и более) системы валообразных узких поднятий или гряд, группирующихся в пояса шириной в первые сотни километров. Ширина отдельной гряды или вала составляет километры, редко до 10 км, а на равнинах их ширина сокращается до 1 км. Светлые извилистые гряды на фоне более темного радиоизображения равнин представляют собой наиболее характерный рисунок поверхности Венеры и занимают около 70% ее площади. Размеры и типы гряд изменяются от района к району, но в целом уверенно опознаются различными исследователями. Еще одним типичным структурным рисунком поверхности Венеры являются венцы или короны с трещинами, рельеф которых немного выше рельефа темных равнин (рис. 4). Венцы представляют собой структуры с концентрическим строением, осложненным радиальными трещинами. Кольцевое обрамление у венцов обычно неполное. Хорошо выраженными бывают несколько секторов, а в других оно может отсутствовать. Местами можно наблюдать, что кольцевые гряды являются как бы продолжением линейных или извилистых гряд, и это может свидетельствовать об одновременности их формирования.

Трещины разной длины и ширины , образующие пояса, очень широко распространены на поверхности Венеры и могут быть связаны с другими структурными формами рельефа, например с каньонами, которые напоминают земные континентальные рифты. Трещины нередко группируются в пояса, обладают примерно одинаковой шириной и тесно сближены между собой, проявляясь в виде светлых тонких линий в радарном изображении. В некоторых случаях наблюдается почти ортогональный рисунок взаимно пересекающихся трещин.

Еще одним распространенным типом местности являются кратеры с темными параболами , причем основную площадь занимают именно темные в радиоизображении параболы, общая площадь которых составляет почти 6% всей поверхности Венеры. Темный цвет парабол связан с тем, что сложены они покровом мелкообломочного материала мощностью до 1-2 м, образованным за счет выбросов из ударных кратеров. Возможна также переработка этого материала эоловыми процессами, так как на Венере установлены участки полосовидного эолового рельефа протяженностью в сотни километров. Описанные выше типы рельефа поверхности Венеры развиты на фоне в целом темных в радиоизображении равнинных участков, уровень рельефа которых ниже, чем все перечисленные выше. Встречаются гладкие и лопастные равнины , занимающие до 10% поверхности Венеры. На первых нет гряд и трещин, и вся поверхность обладает однородным по интенсивности радарным отражением. Для вторых типичны языковидные выступы, как бы лопасти, различающиеся по радиояркости, которые могут быть интерпретированы как обширные лавовые покровы маловязких базальтов.

Возрастная последовательность и вещественный состав комплексов, слагающих различные типы рельефа, в настоящее время являются предметом дискуссии, и сейчас определена лишь их некоторая генеральная последовательность. Практически все исследователи единодушны в том, что наиболее древним комплексом являются горные породы, слагающие тессеру, которая перекрывается всеми остальными, по-видимому, более молодыми комплексами пород. Во многих местах впечатляют контакты тессеры и лавовых равнин, которые как бы затапливают все понижения в тессере, проникая далеко в глубь массива. Тессерные участки сильно деформированы, возможно, в несколько или по крайней мере в два этапа, так как наблюдаются две основные структурные формы: валы и гряды, с одной стороны, грабены и трещины - с другой. Внешний рисунок структуры тессеры по земным меркам должен свидетельствовать о большой пластичности пород, хотя бы на первом этапе. Но каков состав пород тессеры, пока остается неизвестным.

Более молодым является материал, который образует темные равнины с густыми трещинами и венцами (коронами), перекрываемыми другими, более молодыми комплексами, накладывающимися на тессеры. Равнины, скорее всего, сложены покровами и потоками базальтовых лав, после своего образования подвергшихся растяжению с формированием поясов и полей сравнительно тонких трещин. В некоторых местах наблюдается переход поясов трещин на материал тессеры. Дальше следуют комплексы равнин с трещинами и грядами, равнин с извилистыми грядами, гладких и лопастных равнин и комплекс кратеров с темными параболами.

Как мы видим, преобладают комплексы горных пород, слагающих равнинные участки Венеры. Состав этих пород сейчас определяется как базальтовый. Судя по огромным, сравнительно ровным пространствам, занятым этими базальтовыми покровами, лавы отличались очень малой вязкостью, иначе они бы не растекались так широко.

Распределение упомянутых выше комплексов по возрасту в настоящее время неоднозначно, так как остается неясным, повсеместно ли выделенные комплексы имеют один и тот же возраст, или в каждом конкретном районе существует своя возрастная последовательность. Установить истину сейчас еще не представляется возможным, так как нет правдоподобного сценария развития коры и мантии Венеры во времени.

Важными для установления возрастных соотношений комплексов на Венере являются количество и распределение на площади ударных кратеров. Всего на поверхности Венеры, по данным Г.Г. Шабера, Р.Г. Строма, Д.Д. Даусона, X.Дж. Моора, обнаружен 931 ударный кратер с диаметром более 0,5 км, так как разрешение на радарных снимках не позволяет выделять более мелкие. Обнаружено сходство всех кратеров с таковыми и на других планетах: они обладают либо центральной горкой, либо одним или несколькими кольцами, либо имеют многокольцевую структуру, как, например, самый большой кратер Мид диаметром 275 км. Важно отметить, что почти все кратеры Венеры хорошо сохранились и не переработаны какими-либо экзогенными процессами. Местами наблюдается лишь затопление некоторых кратеров лавами или пересечение их трещинами.

Многие исследователи полагают, что формирование поверхности Венеры произошло между 500 и 300 млн лет тому назад. Эта цифра не противоречит и характеру неизмененных ударных кратеров, имеющих случайное распределение на поверхности. Средняя плотность кратеров на Венере оказывается почти одинаковой на разных типах местности, а следовательно, и на различных возрастных комплексах. Только относительно более молодые лавовые гладкие и лопастные равнины содержат ударных кратеров на 35% меньше, чем на других типах местности. Анализ распределения ударных кратеров дал возможность А.Т. Базилевскому и Дж. Хэду предположить возраст тессер наиболее древним, старше 500 млн лет; возраст комплекса равнин 500- 300 млн лет; возраст комплекса гладких и лопастных равнин от 300 до 50-30 млн лет, то есть он растянут во времени, темные в радарном изображении выбросы из кратеров моложе 30 млн лет, так же как и лавы вулкана Маат. Такая стратиграфия известных комплексов горных пород Венеры, выделенных на основании типов рельефа, является, конечно, предварительной, но другой пока нет.

Историю формирования поверхностных структур Ве- неры в настоящее время можно изложить лишь в самой общей предварительной форме. Тем не менее российским и зарубежным исследователям удалось наметить некоторый общий сценарий. Следует отметить, что Венера, как и Земля, обладает также оболочечным строением. У Венеры есть кора мощностью около 30 км, мантия и, очевидно, ядро. Модели ее строения предполагают наличие частично расплавленных пород на глубинах от 250 до 500 км и достаточно твердой нижней мантии. Магнитное поле Венеры очень слабое или его нет вообще. Возможно, это связано с очень медленным вращением Венеры вокруг своей оси, а может быть, и с отсутствием такого внешнего ядра, как на Земле, обладающего свойством жидкости. Первичная кора Венеры, скорее всего, базальтового, хотя, не исключено, местами и более разнообразного состава вплоть до гранитоидов, более 500 млн лет тому назад подверглась интенсивной деформации, сформировав тессеры, которые сейчас распространены на поверхности планеты в виде отдельных пятен - материков и островов. Что было причиной такой сильной деформации, сказать трудно, но все исследователи предполагают взламывание коры, возможно тогда более пластичной, восходящими конвективными струями, или плюмами, в мантии Венеры, что вызвало напряжения сжатия и растяжения и образование характерной структуры тессер. В дальнейшем начались грандиозные излияния базальтовых лав из сохранявшей свой первичный состав верхней мантии, о чем свидетельствует повышенное содержание в этих породах К, U и Th. Излияния базальтов происходили неоднократно, а в периоды затишья вулканической деятельности лавовые равнины подвергались растяжению за счет охлаждения, и тогда формировались пояса трещин и гряд. Таким образом, данный этап формирования поверхности Венеры характеризовался огромным выделением тепла, мощнейшими излияниями лав и деформацией наиболее древних комплексов - первичной коры. Временной интервал был сравнительно коротким - между 500 и 300 млн лет. В дальнейшем подобной мощной эндогенной активности не было, хотя формировались отдельные вулканы и лавовые потоки базальтов, связанные с рифтами и грабенами, образующими протяженные пояса на Венере (рис. 5). Внутренние процессы как бы затихли, возможно, за счет истощения тепла. А экзогенные процессы на поверхности планеты были за последние 500 млн лет очень слабыми, о чем свидетельствуют неизмененные ударные кратеры. Современная вулканическая активность Венеры пока не доказана.

Рис. 5. Вулкан Маат на поверхности Венеры. Компьютерное моделирование с использованием радарных снимков и данных альтиметрии. Снимок НАСА.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Благодаря исследованию Венеры - сестры Земли по многим параметрам - с различных КА, но в первую очередь с КА "Венера-15", "Венера-16" и "Магеллан", составлена полная (98%) карта поверхности Венеры в радарном изображении, что позволило выделить разнообразные типы местности, установить их структуру, примерные возрастные соотношения и наметить в общем виде историю развития за последние 0,5 млрд лет. Что было до этого, то есть на протяжении 4,0 млрд лет, остается неизвестным. Те структурные формы, которые наблюдаются на Венере, в большинстве своем неизвестны на Земле, кроме рифтов и лавовых потоков. Вполне возможно, что местности типа тессер и лавовых равнин существовали и на Земле, но в раннеархейское время, то есть в интервале 4,0-3,0 млрд лет назад, когда земная кора еще только формировалась, была тонкой, а под ней находилась расплавленная или сильно разогретая мантия. Современные знания о Венере - это огромный прорыв в науке о планетах.

www.astro-world.narod.ru