Vulkani

Vulkani na Veneri


Vulkani na Veneri: Simulirana barvna slika površine Venere, ki jo je ustvarila NASA z uporabo radarskih topografskih podatkov, pridobljenih z vesoljskim plovilom Magellan. Povečani pogledi na 900 x 900 slikovnih pik ali 4000 x 4000 slikovnih pik.

Odkrivanje vulkanske pokrajine

Venera je najbližji planet Zemlji. Vendar je površina Venere zasenčena z več plasti debelega oblačnega pokrova. Ti oblaki so tako debeli in tako obstojni, da opazovanja optičnega teleskopa z Zemlje ne morejo ustvariti jasnih slik površinskih značilnosti planeta.

Prve podrobne informacije o površini Venere so bile pridobljene v začetku devetdesetih let prejšnjega stoletja, ko je vesoljsko plovilo Magellan (znano tudi kot radarski zemljevidnik Venere) uporabilo radarsko slikanje za izdelavo podrobnih podatkov o topografiji za večino površine planeta. Ti podatki so bili uporabljeni za ustvarjanje slik Venere, kakršne so prikazane na tej strani.

Raziskovalci so pričakovali, da bodo podatki topografije razkrili vulkanske značilnosti na Veneri, vendar so presenečeni ugotovili, da so vsaj 90% površine planeta prekrili tokovi lave in vulkani s širokim ščitom. Presenečeni so bili tudi, da so bile te vulkanske značilnosti na Veneri ogromne velikosti v primerjavi s podobnimi značilnostmi na Zemlji.

Vulkani v ščitu: Venera proti Zemlji: Ta grafika primerja geometrijo velikega vulkanskega ščitnika z Venere z velikim oklopom z Zemlje. Vulkani ščiti na Veneri so običajno zelo široki v dnu in imajo nežnejša pobočja kot ščitni vulkani, ki jih najdemo na Zemlji. VE = ~ 25

Olympus Mons: največji vulkan ščit na Marsu

Ogromni vulkani Shield

Havajski otoki se pogosto uporabljajo kot primeri velikih ščitnih vulkanov na Zemlji. Ti vulkani so v dnu široki 120 kilometrov in v višino približno 8 kilometrov. Bili bi med najvišjimi vulkani na Veneri; vendar po širini ne bi bili konkurenčni. Veliki vulkanski ščitniki na Veneri so v dnu impresivni 700 kilometrov široki, a višini le približno 5,5 kilometra.

Če povzamemo, veliki ščitni vulkani na Veneri so večkrat širši od tistih na Zemlji in imajo veliko nežnejši naklon. Primerjava velikosti vulkanov na obeh planetih je prikazana v priloženi sliki - ki ima vertikalno pretiravanje približno 25x.

Vulkan Sapas Mons: Simulirana barvna slika vulkana Sapas Mons, ki se nahaja na vzponu Atla Regio blizu ekvatorja Venere. Vulkan je visok približno 400 kilometrov in visok približno 1,5 kilometra. Radialni videz vulkana v tej lestvici povzroči na stotine prekrivajočih se tokov lave - nekateri izvirajo iz enega od dveh izpustov na vrhu, večina pa izvira iz bočnih izbruhov. Slika, ki jo je ustvarila NASA z uporabo radarskih topografskih podatkov, pridobljenih z vesoljskim plovilom Magellan. Povečani pogledi na 900 x 900 slikovnih pik ali 3000 x 3000 slikovnih pik.

Vulkan Sapas Mons: Poševen pogled na vulkan Sapas Mons, isti vulkan, prikazan na zgornjem pogledu. Ta slika prikazuje vulkan s severozahoda. Funkcije, vidne na tej sliki, se zlahka ujemajo s zgornjim pogledom zgoraj. Lava, ki traja nekaj sto kilometrov v dolžino, se zdi kot ozki kanali na robovih vulkana in se širi v široke tokove na ravnici, ki obkroža vulkan. Slika NASA. Povečaj sliko.

Obsežni tokovi lave

Mislimo, da lavski tokovi na Veneri so sestavljeni iz kamnin, ki so podobne bazaltom, ki jih najdemo na Zemlji. Številni tokovi lave na Veneri imajo dolžine nekaj sto kilometrov. Mobilnost lave bi lahko povečala povprečna površinska temperatura planeta, približno 470 stopinj Celzija.

Slike vulkana Sapas Mons na tej strani vsebujejo veliko odličnih primerov dolgih tokov lave na Veneri. Radialni videz vulkana nastane z dolgimi tokovi lave, ki segajo od obeh zračnikov na vrhuncu in iz številnih bočnih izbruhov.

Palačinke Domes

Venera ima veliko število funkcij, ki so jih poimenovali "palačinske kupole". Te so podobne kupolam lave, ki jih najdemo na Zemlji, vendar so na Veneri do 100-krat večje. Palčkine kupole so zelo široke, z zelo ravnim vrhom in so običajno manjše od 1000 metrov. Menijo, da nastanejo z iztiskanjem viskozne lave.

Palačinke s kupolami na Veneri: Radarska slika treh kupola palačink na levi in ​​geološki zemljevid istega območja na desni. Kdor se zanima za površinske značilnosti Venere, lahko od NASA pridobi radarske slike in jih primerja z geološkimi zemljevidi, ki jih je pripravil USGS.

Dokazi o nedavnih vulkanskih aktivnostih: Radarske slike vulkana Idunn Mons v regiji Imdr Regio na Veneri. Slika na levi je radarska topografska slika z navpičnim pretiravanjem približno 30x. Slika na desni je obarvana z barvo, ki temelji na podatkih termičnega spektrometra. Rdeča območja so toplejša in domnevajo, da so tokovi lave. Slika NASA.

Kdaj so se vulkani na Veneri oblikovali?

Večji del Venerine površine prekrivajo tokovi lave, ki imajo zelo nizko gostoto kraterja. Ta nizka gostota udarcev razkriva, da je površina planeta večinoma stara manj kot 500.000.000 let. Vulkanske aktivnosti na Veneri ni mogoče zaznati z Zemlje, vendar izboljšano radarsko slikanje vesoljskega plovila Magellan kaže na to, da se vulkanska aktivnost na Veneri še vedno pojavlja (glejte priloženi radarski posnetek).

Geološki zemljevid Venere: USGS je izdelal podrobne geološke karte za številna območja Venere. Ti zemljevidi imajo opise in korelacijske karte za preslikane enote. Vključujejo tudi simbole za napake, lineaments, kupole, kraterje, smeri toka lave, grebeni, grabeži in številne druge funkcije. Te lahko združite z NASA-jevimi radarskimi slikami, če želite spoznati vulkane in druge površinske značilnosti Venere.

Drugi procesi, ki oblikujejo površino Venere


UČINKOVITO KRITIRANJE

Udarci asteroida so ustvarili številne kraterje na površini Venere. Čeprav so te lastnosti številne, ne zajemajo več kot nekaj odstotkov površine planeta. Ponovna razgrnitev Venere s tokovi lave, ki naj bi se zgodila pred približno 500.000.000 leti, je potekala po tem, ko so udarni kraterji planetov v našem osončju padli na zelo nizko raven.

EROZIJA IN SEDIMENTACIJA

Površinska temperatura Venere je približno 470 stopinj Celzija - veliko previsoka za tekočo vodo. Brez vode, erozije toka in sedimentacije ne moremo bistveno spremeniti površja planeta. Edine erozijske značilnosti na planetu so bile pripisane tekoči lavi.

ZAPIRANJE EROZIJE IN DUNE

Vzdušje Venere naj bi bilo približno 90-krat gostejše od Zemljinega. Čeprav to omejuje vetrno aktivnost, so bile na Veneri ugotovljene nekatere značilnosti sipine. Vendar pa razpoložljive slike ne prikazujejo vetrno spremenjenih pokrajin, ki pokrivajo pomemben del površine planeta.

TEKTONSKE PLOŠČE

Tektonska aktivnost plošč na Veneri ni bila jasno določena. Meje plošče niso bile prepoznane. Radarske slike in geološke karte, izdelane za planet, ne prikazujejo linearnih vulkanskih verig, širijo grebene, subdukcijske cone in preobrazbene napake, ki zagotavljajo dokaz tektonike plošč na Zemlji.

Informacije za vulkane na Veneri
1 NASA-ina galerija slik Venere, zbirka slik, ki jih je mogoče prenesti, NASA, nazadnje dostopna januarja 2017.
2 USGS Geološki zemljevidi Venere, zbirka zemljevidov v .pdf formatu, USGS, zadnji dostop januarja 2017.
3 Vulkan Sapas Mons, slike in informacije o vulkanu iz programa vesoljskega plovila Magellan, NASA, 1996.
4 Venus Global View, računalniško simuliran globalni pogled na Venero iz programa Magellan, NASA, 1996.
5 Raziskave, ki jih financira NASA, predlagajo, da je Venera geološko živa, članek o nedavnem vulkanizmu na Veneri, NASA, 2010.
6 vulkani na Veneri, pregledni članek iz zbirke Volcano World, Oregon State University, 2005.

Povzetek

Vulkanska aktivnost je prevladujoč postopek oblikovanja pokrajine Venere, saj je več kot 90% površine planeta pokrito s tokovi lave in ščitnimi vulkani.

Ščitni vulkani in lave tečejo na Veneri, so v primerjavi s podobnimi značilnostmi na Zemlji zelo velike.

Avtor: Hobart M. King, dr.

Poglej si posnetek: Zvjezdoznanci 2017-05-08 (Avgust 2020).