Геология Венеры:

Геология Венеры — раздел планетологии и планетной геологии, посвящённый геологическому строению Венеры. Так как поверхность этой планеты закрыта сплошным облачным покровом и недоступна для наблюдений в оптическом диапазоне, современное знание о геологических структурах на поверхности, представление об их происхождении, эволюции и соответствующем подповерхностном строении коры основывается на радарных снимках. На базе альтиметрических и апертурных измерений советских АМС «Венера-15» и «Венера-16» в 1984 году было получено общее представление о геоморфологии планеты; наиболее полный объём данных о поверхности был получен с помощью АМС NASA «Magellan», которая проработала на орбите с августа 1990 года по сентябрь 1994 года и с помощью своего радара картографировала 98 % поверхности Венеры (22 % из них — в трёхмерных снимках). Поверхность Венеры содержит признаки прежнего активного базальтового вулканизма с щитовидными и композитными вулканами, которые схожи с земными, но на формирование которых оказали влияние плотная массивная атмосфера и приповерхностная температура около 475 °С. По сравнению с Луной, Марсом или Меркурием, на поверхности Венеры практически нет небольших ударных кратеров, что объясняется защитным действием плотной толстой атмосферы. Средних и больших кратеров тоже меньше, чем на Луне и Меркурии, что объясняется молодостью поверхности. Среди необычных деталей рельефа есть такие:

Венцы — венкоподобные экструзивные детали поверхности;

Тессеры — обширные области с сильно деформированным и изрезанным трещинами ландшафтом;

Арахноиды — области, внешне напоминающие паутину.

Поверхность также содержит застывшие потоки лавы, признаки атмосферной эрозии и сейсмической активности.

Исследования поверхности до АМС «Магеллан»:

Венера стала вторым после Луны небесным телом, поверхность которого изучалась с помощью радаров с Земли. Первые наблюдения производились в 1961 году в обсерватории NASA Голдстоун. В ходе нескольких последующих нижних соединений Венера наблюдалась в Голдстоуне и в обсерватории Аресибо, что к 1963 году позволило получить такие данные:

Обнаружить факт ретроградного вращения планеты вокруг своей оси и Определить его период, равный 243,1 сут;

Обнаружить почти перпендикулярное положение оси вращения планеты по отношению к плоскости её орбиты;

Измерить точный радиус Венеры (6052 км).

Радиус планеты по радарным наблюдениям оказался примерно на 70 км меньшим, чем по оптическим, что объясняется наличием у Венеры облачного покрова, прозрачного для радиоволн. Также ранние радиолокационные наблюдения указывали на то, что на поверхности Венеры больше скальных пород и меньше пыли, чем на поверхности Луны. Уже на первых радарных изображениях были обнаружены яркие области, получившие название Альфа, Бета и Максвелл. В период с 1970 по 1985 годы произошло значительное усовершенствование радиолокационных методов, что позволило получать изображения поверхности с разрешением 1—2 км. С началом эры космических полётов Венера стала одной из целей исследований с помощью спускаемых аппаратов. Стартовое окно для полёта к планете имеет место каждые 19 месяцев и с 1962 года по 1985 год в течение каждого из этих пригодных для старта промежутков времени к планете запускались исследовательские автоматические межпланетные станции.

В 1962 году АМС «Маринер-2» пролетела около Венеры, став первым аппаратом, посетившим другую планету. В 1965 году «Венера-3» стала первым аппаратом, достигшим другой планеты. В 1967 году «Венера-4» стала первым аппаратом, передавшим данные о свойствах венерианской атмосферы. В том же году «Маринер-5» измерил магнитное поле планеты. В 1970 году «Венера-7» стала первым аппаратом, совершившим полностью удачную посадку на поверхность. В 1974 году «Маринер-10» совершил пролёт мимо планеты на своем пути к Меркурию, сфотографировав в ультрафиолетовом диапазоне облака, что позволило обнаружить исключительно сильные ветры на большой высоте. В 1975 году АМС «Венера-9» передала первые изображения с поверхности в оптическом диапазоне и выполнила наблюдения окружающих скал в гамма-диапазоне. «Венера-10» в том же году повторила эти наблюдения в другом месте посадки. В 1978 году «Пионер-Венера-1» вышел на орбиту вокруг планеты и выполнил альтиметрические и гравиметрические измерения, закартировав поверхность от 63° ю.ш. до 78° с.ш. В этом же году «Пионер-Венера-2» уточнил данные о свойствах атмосферы, в том числе измерил соотношения изотопов аргон-36 и аргон-38 (один из посадочных модулей станции проработал на поверхности около часа). В 1982 году «Венера-13» передала первые цветные изображения с поверхности Венеры (также был произведен рентгеновский анализ образцов грунта), — посадочный модуль проработал на поверхности 127 мин). В том же году посадочный модуль «Венеры-14» произвёл измерения сейсмоактивности и обнаружил признаки её наличия. В 1983 году АМС «Венера-15» и «Венера-16» получили более детальные радарные изображения поверхности и с помощью установленного высотомера произвели измерения значительной части северного полушария планеты. Эти станции были первыми, которые использовали для изучения Венеры радар с синтезированием апертуры и получили изображения поверхности с разрешением 1—2 км. Альтиметрические измерения, по точности в четыре раза превосходившие данные с АМС «Пионер-Венера», обеспечили данными по текстуре и рельефу поверхности, которые в то время было невозможно получить сканируя с Земли. Оба аппарата находились на вытянутых полярных орбитах, записывая измерения в течение 16 минут от полюса до 30-го градуса с.ш., остаток времени на орбите с периодом 24 часа использовался для передачи полученных 8 МБ данных на Землю. За время работы аппаратов (с 11 ноября 1983 по 10 июля 1984) собственное вращение планеты 1,48°/сут позволило отсканировать всю северную полярную область. Получаемые данные обрабатывались в Институте радиотехники и электроники, что позволило получить общее представление о геоморфологии планеты. Многие детали рельефа, ранее считавшиеся результатами столкновений с астероидами, были идентифицированы как необычные вулканические структуры. Одним из результатов работы АМС «Венера-15» и «Венера-16» было открытие новых деталей рельефа, для названий которых были приняты родовые термины «венец» (кольцевые структуры размером от 150 до 600 км) и «тессера». Были открыты кольцевые структуры, окружённые радиальными грядами. Они были названы арахноидами, поскольку напоминают по внешнему виду паука. Признаков наличия тектоники плит обнаружено не было. Позже это было подтверждено данными, собранными АМС «Магеллан». Малое количество ударных кратеров позволило установить, что современная поверхность планеты была сформирована сравнительно недавно.

В 1985 году в рамках советской программы «Вега» на поверхности планеты предполагалась работа двух посадочных модулей АМС «Вега-1» и «Вега-2». Первый модуль не смог выполнить программу исследований на поверхности из-за его непреднамеренной преждевременной активации, а посадочный модуль АМС «Вега-2» проработал на поверхности 56 мин.

Программа исследований АМС «Магеллан»:

АМС была запущена с борта челнока в рамках полета Атлантис STS-30 4 мая 1989 года и 10 августа 1990 года вышла на орбиту вокруг Венеры. Активная работа аппарата около планеты продолжалась более четырёх лет, что позволило, используя апертурный радар на АМС, выполнить три цикла программы наблюдения бо?льшей части поверхности. Так как наблюдения в ходе каждого цикла производились под разными углами, для части поверхности были получены изображения в различных ракурсах, что позволяет построение для них трёхмерных (стереографических) изображений. Программа съёмок была начата 16 августа 1990 года и закончена 11 октября 1994. За сутки АМС выполняла 7,3 оборота вокруг планеты, делая снимок 17—28 км шириной и 70 000 км длиной, что позволило к концу работы заснять 98 % поверхности планеты, 22 % из них — в разных ракурсах.

Топография:

Поверхность Венеры отличается относительно небольшим перепадом высот. По данным АМС «Пионер-Венера» было установлено, что разница высот между наивысшей и наинизшей точкой планеты составляет примерно 13 км, в то время как для Земли это значение составляет около 20 км. По данным, полученным этими АМС, около 51 % поверхности Венеры располагается в интервале высот ±500 м от среднего радиуса планеты (6052 км). Только 2 % поверхности отклоняется от этой средней величины более чем на 2 км. Высотомер АМС «Магеллан» подтвердил в целом равнинный характер поверхности, показав, что 80 % её не отклоняется более чем на километр от среднего радиуса планеты. Наиболее значительными возвышенностями являются плато Лакшми c горами Максвелла высотой 11 км, Акны высотой 7 км и Фрейи. тоже высотой 7 км. Несмотря на относительно небольшой перепад высот, по данным альтиметрии обнаружены большие наклонённые равнины. Так к юго-западу от гор Максвелла наклон некоторых участков достигает 45°. Наклон местности зарегистрирован также в районе гор Дану (англ.)русск. и в области Фемиды. Примерно 75 % поверхности представляет собой скалы, не покрытые осадочными породами.

Возвышенности:

Возвышенностями считаются 10 % поверхности с высотами более двух километров над средним расстоянием от центра Венеры. Наиболее значимые из них — земли Афродиты, Иштар и Лады, а также области Бета, Фебы и Фемиды. Области Альфа, Белл и Эйстлы являются менее значимыми группами возвышенностей.

Равнины:

Равнины занимают примерно 50 % поверхности и располагаются на высотах 0—2 км относительно среднего радиуса планеты.

Низменности:

Оставшаяся часть поверхности называется низменностями и в основном располагается ниже высоты, принятой за нулевую. Данные радара указывают на то, что они, в пределах сантиметровой точности, представляют собой ровную поверхность и заполнены материалом, который вынесен эрозионными процессами с возвышенностей.

Ударные кратеры:

Наземные наблюдения с помощью радаров позволили определить некоторые топографические характеристики, связанные с ударными кратерами[уточнить]. Наблюдения орбитальных аппаратов АМС «Венера-15» и «Венера-16» позволили идентифицировать 150 кратеров, а наблюдения АМС Магеллан — 900. По сравнению с Меркурием, Луной и схожими небесными телами без атмосферы, на Венере очень мало кратеров, что отчасти объясняется защитным действием атмосферы. Кратеров диаметром менее 2 км на Венере нет, а диаметром до 30 км — относительно мало. Небольшие кратеры имеют неправильную форму и расположены группами, что свидетельствует о разрушении падавших небесных тел в плотной атмосфере планеты. Более крупных кратеров на Венере тоже меньше, чем на других относительно крупных телах Солнечной системы. Существующие крупные кратеры не содержат следов более поздней вулканической активности, что указывает на то, что событие, их породившее, произошло после завершения фазы активного вулканизма на планете. Согласно данным радарной съемки, их поверхность не была сглажена каким-либо из видов эрозии и не была заполнена принесёнными осадочными породами. Случайное распределение кратеров по поверхности — без областей с их более плотным расположением — служит свидетельством того, что поверхность всей планеты имеет одинаковый возраст. Малое количество кратеров по сравнению с Луной или Меркурием, с одной стороны, не позволяет оценить возраст частей ландшафта Венеры и всей её поверхности на основании подсчёта кратеров, с другой стороны, указывает на то, что она образовалась относительно недавно после события, которое либо целиком разрушило верхние слои старой коры планеты, либо целиком скрыло их под новыми отложениями. Таким образом, Венера является единственной планетой земной группы в Солнечной системе, которая пережила подобное событие в своей современной истории.

Вулканизм:

Современная поверхность Венеры сформирована в основном вулканическими процессами. По характеру отложения вулканических осадков различают «вулканизм центрального типа» с четко определяемым центром активности и площадной вулканизм траппового типа. Так как на планете не обнаружено тектоники плит и, соответственно, нет зон субдукции, все вулканы «централизованного типа» на планете являются — в строгом смысле этого термина — щитовыми вулканами. К стратовулканам относят вулканы, напоминающие по внешнему виду аналогичные структуры на Земле. Более молодые потоки лавы на радиолокационных снимках выглядят, как правило, более яркими областями по причине ме?ньшей эрозии их материала по сравнению с окружающим ландшафтом. Примерно 80 % поверхности планеты занято равнинами, сформированными лавовыми потоками, среди которых располагаются около сотни крупных стратовулканов, много ме?ньших вулканов и структуры, называемые венцами (англ.)русск.. Последние представляют собой крупные округлые образования диаметром 100—300 км, которые возвышаются над окружающей местностью на несколько сот метров и, как считается, образовались в результате застывания магматического материала после того, как часть лавы растеклась по окрестностям, сформировав таким образом венкоподобную структуру. Вулканов диаметром менее 20 км на поверхности очень много (их общее количество может измеряться сотнями тысяч). Некоторые из них имеют пологую, слоистую и напоминающую пирог структуру и достигают 15 км в диаметре. По своему происхождению они, как считается, аналогичны земным щитовым вулканам. Они часто группируются в районе венцов, и были сформированы лавой с высокой вязкостью, которая извергалась в плотной атмосфере планеты. В отличие от земных щитовых вулканов, высота которых от основания достигает 10 км, высота их аналогов на Венере не превосходит 1,5 км. К другим вулканическим структурам относятся так называемые «новы» — радиальные сети дайковых образований на месте бывших базальтовых потоков и с возможной кальдерой в центре; а также арахноиды — концентрические овальные структуры, окружённые сетью образований, аналогичных наблюдаемым у «нова».

Лавовые потоки и каналы:

Лавовые потоки на Венере значительно превосходят свои современные земные аналоги и достигают сотен километров в длину и десятков километров в ширину. Ещё неизвестна причина, которая привела к образованию столь обширных лавовых полей в прошлом, но именно в результате извержений базальтовых лав с низкой вязкостью на планете образованы широкие равнины. Лавовые поля, как правило, ассоциированы с центрами активности или с централизованным вулканизмом, но также с трещинными вулканами, венцами и с кластерами вулканических куполов, конусов и каналов. На основании данных АМС «Магеллан» было обнаружено порядка 200 лавовых каналов и систем долин, которые подразделяются на простые, ветвящиеся и стратокомплексы. Простые каналы представляют собой единственный длинный лавовый канал без значительных ответвлений длиной до 7000 км ветвящиеся каналы содержат множество ответвлений, которые часто возвращаются в основной канал, стратокомплексы сформированы несколькими извержениями и могут сочетать в себе черты простых и ветвящихся каналов. Размеры отдельных лавовых трубок должны достигать десятков метров в ширину и нескольких сотен километров в длину. Распространение магматического материала на такие большие расстояния объясняется его высокой температурой, его низкой вязкостью и высокой температурой атмосферы, которая замедляла процесс застывания лавы.

Тектоническая активность:

Несмотря на то, что Венера лишена тектонической активности как таковой, на поверхности планеты есть множество структур, обычно ассоциируемых с тектоникой плит. Такие образования на поверхности, как разломы, вулканы, горные массивы и рифтовые равнины на Земле образованы в результате движения плит по расплавленному слою верхней мантии. На Венере активный вулканизм сформировал цепи горных массивов, рифтовых равнин и равнин, рельеф которых сформировался в результате серии сжатий и растяжений в течение длительного времени и получивших название тессер. В отличие от Земли, здесь деформации непосредственно связаны с динамическим силами внутри мантии планеты. Гравиметрические измерения указывают на то, что Венера не имеет астеносферы (слоя с относительно малой вязкостью, который способствует горизонтальным перемещениям плит). Отсутствие астеносферы предполагает, что деформации поверхности планеты непосредственно связаны с конвекционными перемещениями внутри мантии планеты. Тектонические деформации на Венере происходят в разных масштабах, наименьший из которых находит своё выражение в линейных