Поверхность. Рельеф

В отличие от Луны и Меркурия, где отсутствие атмосферы или ее большая прозрачность (Марс) позволяют вести орбитальным спутникам детальную телевизионную съемку, густой облачный покров Венеры, практически поглощающий всю солнечную радиацию оптического диапазона волн, исключает возможность получения фото- и телевизионных снимков поверхности планеты. Но облачный покров пропускает радиоволны, вследствие чего имеется возможность радарной съемки поверхности Венеры путем использования наземных высокочувствительных радиотелескопов. И еще один способ изучения поверхности - это посылка на нее специальных аппаратов-лабораторий, снабженных телекамерами. В последнее десятилетие было послано много таких аппаратов, о строении поверхности Венеры получены конкретные данные.

На поверхности Венеры обнаружена порода, богатая калием, ураном и торием, что в земных условиях соответствует составу не первичных вулканических пород, а вторичных, прошедших экзогенную переработку. В других местах на поверхности залегает крупно щебенчатый и глыбовый материал темных пород с плотностью 2,7-2,9 г/см и другие элементы, характерные для базальтов. Таким образом , поверхностные породы Венеры оказались такими же, как на Луне, Меркурии и Марсе, излившимися магматическими породами основного состава.

Спускаемый аппарат «Венеры-9» сел на склон крутизной 30 , и слагающие склон обломки пород были угловатыми, часто с острыми ребрами, среди них находилось небольшое количество мелкозема. В целом на Венере наиболее распространена скалистая поверхность без мелкозема или с его небольшим количеством. Однако ни песка, ни пыли, как на Марсе, ни порошкообразного вещества с включением каменных обломков, т.е. лунного реголита, в местах посадки спускаемых аппаратов не оказалось. Но обнаружено другое - наличие маломощных плотных слоистых пород. Их образование связывается с осаждением из атмосферы вулканического пепла и метеоритной пыли.

Проведенные космическими аппаратами аналитические исследования подтвердили магматическое происхождение коренных пород и их основной состав. Цветное фотографирование мест посадки спусковых аппаратов позволило с большей детальностью охарактеризовать горные породы.

Последние радарные исследования, осуществленные в Посадене (Калифорния, США) в 1974-1975 гг., позволили получить много данных о макрорельефе венерианской поверхности. К числу наиболее интересных сведений следует отнести обнаруженные вблизи экватора линейного трога протяженностью 1500 км, шириной 150 км и глубиной 2 км, ориентированного с СВ на ЮЗ. По своей морфологии он напоминает Восточно-Африканскую систему рифтов и гигантский грабен, то же в экваториальной зоне Марса. Анализ радиолокационной карты Венеры выявил широкое распространение на ней рифтовых зон.

Дж. Шабер (Рифтовые зоны на Венере, 1983) выделил в пределах тропических широт планеты три крупные зоны тектонических нарушений, протягивающихся на многие тысячи километров. Главная из них проходит в субширотном направлении от земли Афродиты к вулканическому поднятию Бета. Рифтовые структуры в ней располагаются вдоль южных подножий поднятий Овды и Фетиды. Длина зоны 21 тыс. км. Другая зона аналогичной структуры (длиной 14 тыс. км) прослеживается от области Фетиды до северо-западного окончания области Атлы. Третья зона (длиной 6 тыс. км) протягивается в меридиональном направлении от области Бета до области Фебы. Основную часть поверхности Венеры занимают холмистые равнины. Крупные возвышенности (высотой до 10 км) в совокупности занимают пространство с Австралию. Многие возвышенности имеют в плане овальную форму и являются, вероятно, щитовыми вулканами. Один из них напоминает марсианский вулканический гигант Олимп. Поперечник его от 300 до 400 км, но высота всего 1 км. В центре лавового щита находится кальдеровидная депрессия диаметром 80 км. По-видимому, вулканические формы вообще широко распространены на поверхности Венеры.

На радиолокационной карте Венеры видно обилие кратеров, похожих на лунные. Особенно их много в экваториальном поясе. Крупные кратеры имеют поперечники в десятки километров и даже достигают 150 км. Характерно, что все кратеры более плоские, чем лунные, даже наиболее крупные из них не глубже 400 м.

Американский ученый Р. Гольдштейн исследовал экваториальную область поперечником в 1500 км. На этой площади он обнаружил свыше 10 кратеров диаметром от 35 до 150 км. В отличие от лунных и марсианских кратеров, достигающих глубины 3-5 % диаметра, венерианские кратеры не превышают 0,3 % диаметра. Вообще поверхность Венеры по сравнению с другими планетами оказалась более сглаженной.

Наряду с кратерами обычных размеров с поперечником в десятки километров (реже в 100 км) на Венере имеются и гигантские овальные впадины - депрессии, подобные Морю Дождей на Луне, диаметром до 1 тыс. км. Одна из них находится в северном полушарии. На Венере обнаружено много крупных тектонических структур, подобных марсианским и земным. В приэкваториальной области простирается обширная возвышенность Бета, по-видимому, огромный вулкан щитового типа, сложенный базальтами.

К югу от массива Бета находится другая крупная возвышенность - Феба. На цветных панорамных снимках ее восточной оконечности грунт имеет необычные желто-коричневые оттенки. Но эта окраска - результат проявления поглощающих особенностей венерианской атмосферы, которая пропускает к поверхности планеты только волны солнечной радиации желтого и коричневого диапазонов, а голубой спектр поглощает.

Весь регион Бета - Феба геологи относят к вулканическим провинциям, притом молодого возраста, поскольку они имеют свежую поверхность, еще не затронутую процессом химического выветривания. (Ксанфомалити, 1982).

Достоверных данных о внутреннем строении Венеры пока нет. Но ее большая вулканическая активность в течение всей истории очевидна. В работе Э. И Л. Янг (1978) приводится теоретически обоснованный разрез планеты, из которого ясно, что внутреннее строение Венеры похоже на земное. Предполагается, что планета имеет жидкое ядро, мантию и кору из горных пород. Размеры ядра, так же как толщина мантии и коры, неизвестны.

Американские ученые Р. Ю. Филлипс, И. М. Каула и др. (Phillips,1981) считают, что тектоника и эволюция Венеры и Земли разные. У Венеры в отличие от Земли преобладают преимущественно сглаженные формы рельефа, отсутствуют такие морфоструктуры, как срединно-океанические хребты; для нее характерны прямая корреляционная зависимость между гравитационными аномалиями и топографией, а также расположение компенсационных масс под поднятыми участками на глубинах приблизительно 100 км. Кора Венеры имеет очень древний возраст, а общая высокая температура у ее поверхности исключает возможность проявления субдукции (погружения океанической коры под материковые области).

Магнитное поле

Исследованиями установлено, что собственного магнитного биполярного планетного поля у Венеры не обнаружено («Правда», 23.1.1976). Но слабое магнитное поле, связанное, вероятно, с намагниченностью приповерхностных толщ горных пород, имеется. Оно фиксируется в зоне его взаимодействия с солнечным ветром - ударной волной мощностью 10-20 км. Напряженность магнитного поля поверхности Венеры оценивается в 18 гамм, т.е. в 2-3 тыс. Раз слабее, чем у поля Земли (Почтарев, 1978). Такое очень слабое магнитное поле может лишь в небольшой степени ослаблять воздействие мощного плазменного потока солнечного ветра на поверхность Венеры. По данным радиометра был сделан вывод, что радиоизлучение формируется в нижней атмосфере Венеры, а не в ионосфере, как это допускалось ранее.