Венера в Солнечной системе: Страница 2

Оглавление статей
Венера в Солнечной системе
Страница 2

Страница 2 из 2

 

 

В 20-30-х годах прошлого столетия были проведены первые наблюдения Венеры в инфракрасной области, по­зволившие определить температуру ат­мосферы у верхней границы облаков (Pettit, Nicholson, 1929). В спектре планеты обнаружены полосы углекис­лого газа (Adams, Dunham, 1932), про­ведены первые поляриметрические из­мерения (Lyot, 1929 г.). Рядом иссле­дователей в шестидесятые годы в венерианской атмосфере были обнаружены планеты пары воды. Радиоастрономи­ческие наблюдения в сантиметровом и дециметровом диапазонах, выполнен­ные в конце 50-х и начале 60-х годов XX века в СССР и США, показали, что нижняя атмосфера Венеры имеет тем­пературу 500-700 К или 250-450°С. Тогда же, в 1961-1962 годах, в СССР, США и Великобритании была проведе­на радиолокация планеты, позволив­шая определить направление и ско­рость ее собственного вращения, изу­чить топографию поверхности, уточ­нить размер Венеры.

Image 

Но основная информация о планете все же была получена с автоматических космических аппаратов. Перед ними ставилась задача, помимо изучения межпланетного пространства, проник­нуть в атмосферу Венеры и передать конкретные данные о ее физических и химических параметрах, а затем о по­верхности и грунте. Исследование Ве­неры с помощью автоматических меж­планетных станций осуществлялось со­ветскими и американскими учеными.

В 60-90-х годах XX столетия было за­пущено 16 космических станций «Вене­ра» (СССР), тем или иным образом доле­тевших до планеты и проведших разно­образные исследования, Вега-1 и -2 (СССР), Pioneer Venus-1 и -2 (США), Magellan (США).

Плотность атмосферы Венеры в 35 раз больше земной, а давление на повер­хности планеты примерно в 90 раз вы­ше, чем на Земле. Состоит атмосфера в основном из углекислого газа с приме­сями азота и кислорода. Результаты не­посредственных исследований подтвер­дили, что она содержит до 96% углекис­лого газа, до 4% азота, немного водяно­го пара и примесей СО, S02, HCL, HF. Углекислый газ, пропуская солнечные лучи, позволяет нагреваться поверхнос­ти, но не выпускает выделенное тепло обратно в космос, что является причи­ной так называемого «парникового эф­фекта». На Венере присутствует самый сильный парниковый эффект во всей Солнечной системе. Из-за этого ее по­верхность сильно разогрета. Температу­ра достигает +460-ь480°С.

Вероятно, атмосфера образовалась в процессе дегазации недр. Это подтвер­ждается тем, что углекислый газ и во­дяной пар составляют основную часть вулканических газов во время извер­жений. В состав вулканических газов входят также соединения серы в виде сернистого ангидрида и сероводорода, метан, аммиак, присутствие которых тоже было обнаружено в атмосфере планеты.

Облачный слой Венеры, скрываю­щий от нас ее поверхность, расположен на высотах 50-70 км над поверхностью, по плотности напоминает легкий ту­ман и состоит в основном из паров 80% -ной серной кислоты и соединений серы. Верхние слои атмосферы Венеры (до высоты 5500 км) состоят почти це­ликом из водорода. Температура об­лачных слоев колеблется от -70°С до -40С.

Глобальная структура облачного покрова довольно устойчива, что, возможно, обеспечивается атмосфер­ной динамикой и тепловым режимом планеты. В атмосфере Венеры наблю­даются различные зональные и мери­диональные течения с различными скоростями — от десятков и сотен метров в секунду до интенсивной тур­булентности в зоне облаков (т.н. фе­номен четырехсуточного перемеще­ния в верхних слоях атмосферы). Несмотря на то, что планета делает один оборот вокруг оси за 243 земных дня, в верхних слоях атмосферы с за­пада на восток движется ураган ог­ромной силы, который облетает Вене­ру всего за четверо суток! Облака вблизи экватора движутся с востока на запад со скоростью 110 м/с. В вы­соких широтах скорость ветра умень­шается, а возле полюсов существует полярный вихрь.

Считалось, что из-за плотных обла­ков на Венере всегда темно. Однако данные, поступившие с КА Венера-8, показали, что освещенность на повер­хности планеты в дневное время подобна серому пасмурному дню на Земле. Только небо имеет яркий желто-зеле­ный оттенок.

Как же увидеть поверхность Вене­ры, если она постоянно скрыта облака­ми, и даже самые мощные наземные телескопы не в состоянии рассмотреть хоть какие-то детали рельефа?

Приподнять вуаль таинственности помогли космические аппараты Pio­neer Venus 1 (США), Венера-13 и Ве-нера-14 (СССР). Начатые исследова­ния продолжили в 1983-84 гг. КА Ве-нера-15 и Венера-16, осуществившие радиолокацию части поверхности планеты, а также космический зонд Magellan (США), работавший в нача­ле 90-х годов прошлого века на афро-центрической2 орбите. На Венере-13 впервые была применена цветная те­лекамера, позволившая получить 14 изображений.

Глобальные особенности рельефа Ве­неры люди смогли увидеть благодаря радиолокационному зондированию, выполненному с американской автома­тической станции Pioneer Venus-1 в 1978 г. На картах, составленных по ре­зультатам измерения высот поверхнос­ти, можно видеть обширные возвы­шенности, отдельные горные массивы и низменности. Проведенные заборы грунта помогли ученым сопоставить эти породы с базальтами, встречающимися в глубоководных впадинах зем­ных океанов.

Наиболее подробные снимки всей по­верхности были получены американ­ским космическим аппаратом Magellan, запущеным в мае 1989 г. с помощью челнока Atlantis. Регулярная радиоло­кационная съемка, проводившаяся в те­чение нескольких лет, позволила полу­чить сведения о рельефе Венеры с разре­шением менее 300 м.

Поверхность Венеры сравнительно молодая в геологическом отношении. Формирование ее нынешнего вида за­кончилось 300-500 миллионов лет на­зад. До сих пор не ясно, почему так произошло. Верхний слой планеты образован преимущественно извер­женной базальтоидной породой, кото­рая в отдельных местах может быть более кислой (типа земных гранитов). Средняя плотность поверхностных пород равна 2,7 г/см3, что близко к плотности земных базальтов. Однако нам пока не известен минералогичес­кий состав грунта и содержание в нем летучих элементов, чтобы можно бы­ло определеннее судить о степени дифференциации планеты и ее месте на эволюционной шкале.

Главные детали рельефа Венеры — обширные равнины, окруженные пото­ками застывшей лавы, горы и целые горные регионы со следами тектоничес­кой   активности.   Два   венерианских континента — Земля Иштар (Ishtar Terra) и Земля Афродиты (Aphroditae Terra) — каждый по площади не мень­ше Европы. Горы Максвелла (Maxwell Montes), расположенные на Земле Иш­тар — самые высокие на Венере. В их центре на высоту 11 км поднимается гигантский вулканический конус. Вдоль экватора на многие тысячи кило­метров протянулись горные цепи Зем­ли Афродиты. На изображениях этого региона, полученных КА Magellan, видны участки необычайной яркости, характерные для влажного грунта. Но, как известно, жидкая вода на планете существовать не может поэтому прихо­дится искать другие объяснения повы­шенной отражательной способности участков горной местности. Возможно, здесь играет роль присутствие металли­ческих сплавов или минералов, похо­жих на пирит (дисульфид железа), либо какого-нибудь другого экзотического состава.

Ландшафты планеты поражают своим разнообразием. Есть участки холмистой местности, как с перепа­дами высот в 2-3 км, так и относи­тельно ровной. В северном полушарии обнаружен огромный бассейн протяженностью около 1500 км с се­вера на юг и 100 км с запада на вос­ток. Найдена большая равнина дли­ной около 800 км, еще более гладкая, чем поверхность лунных морей, а также гигантский разлом в коре дли­ной 1500 км, шириной 150 км и глу­биной 2 км. Выявлен дугообразный горный массив, пересеченный и час­тично разрушенный другим. Земля Бета представляет собой два огром­ных вулкана щитообразной формы, поднимающихся на 4000 метров.

Поверхность Венеры покрыта мно­гочисленными ударными кратерами. Особенно много кратеров находится в экваториальном поясе. Некоторые из них имеют диаметр от 35 до 160 км и глубину до 400 м. Интересно, что из-за влияния плотной атмосферы на планете почти нет сравнительно не­больших кратеров диаметром менее 2 километров. Исключение составля­ют лишь скопления мелких крате­ров, возникшие при падениях разру­шившихся в атмосфере больших ме­теоритов.

Более многочисленны вулканы и вулканические образования. В настоя­щее время зарегистрированы около 150 вулканических объектов размерами более 100 км; всего же число вулка­нов на планете оценивают в 1600. Как и Земля, где ежегодно происхо­дят десятки крупных вулканических извержений и разрушительных зем­летрясений, Венера, очевидно, сохра­нила довольно высокую активность недр. Конвективные потоки жидкой мантии заперты толстой базальтовой оболочкой. Возможно, для планеты наиболее характерны эффузивные вулканы с близко расположенной к поверхности магмой и ее интенсив­ным оттоком из периферического очага.

Потоки лавы, растекшиеся на сотни километров, покрыли низменности, создав обширные равнины. Они образо­вали извилистые каналы протяженнос­тью в сотни, а местами и тысячи кило­метров. На Венере из-за высокой темпе­ратуры нижних слоев атмосферы пото­ки лавы должны остывать гораздо мед­леннее, чем на Земле. Лава вместе с кратерами вулканов и вулканическими трещинами может служить эффектив­ным источником пополнения газами атмосферы.

Нельзя также исключить, что в формировании поверхнос­тных структур важную роль играли процессы глобальной тектоники, изменявшие контуры рельефа на протяжении со­тен миллионов лет. На Венере найдены гигантские, более 100 км в диаметре, кальдеры. Диаметр земных кальдер обычно не превышает нескольких километров. Особенности, прису­щие венерианским кальдерам, включают в себя т.н. короны и паутинные оболочки. Короны — большие овальные образо­вания поперечником в сотни километров, окруженные утеса­ми с расходящимися широкими и ровными «проспектами». Возможно, это поверхностное выражение резкого подъема мантии.

Юрий Скрипчук

« Предыдущая — След.

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: