Tartalom
- Vulkáni táj felfedezése
- Hatalmas Pajzs vulkánok
- Kiterjedt lávaáramlás
- Palacsinta kupolák
- Mikor alakultak ki a Vénusz vulkánjai?
- Egyéb folyamatok, amelyek alakítják a Vénusz felületét
- összefoglalás
Vulkánok a Vénuszon: A NASA által készített szimulált színes kép a Vénusz felületéről, a Magellan űrhajó által megszerzett radar-topográfiai adatok felhasználásával.Nagyított nézetek 900 x 900 képponton vagy 4000 x 4000 képponton.
Vulkáni táj felfedezése
A Vénusz a Földhez legközelebbi bolygó. A Vénusz felületét azonban sok réteg vastag felhőtakaró borítja. Ezek a felhők annyira vastagok és annyira kitartóak, hogy a Föld optikai távcsöves megfigyelései nem képesek egyértelmű képeket készíteni a bolygók felszíni jellemzőiről.
Az első részletes információt a Vénusz felületéről az 1990-es évek elején szerezték, amikor a Magellan űrhajó (más néven a Venus Radar Mapper) radarképpel készített részletes topográfiai adatokat a bolygók felületének nagy részéről. Ezeket az adatokat a Vénusz képeinek elkészítéséhez használták, mint például az ezen az oldalon.
A kutatók arra számítottak, hogy a topográfiai adatok felfedik a Vénusz vulkáni vonásait, ám meglepve megtudták, hogy a bolygók felületének legalább 90% -át lávaáramok és széles pajzsú vulkánok borították. Azt is meglepte, hogy ezek a Vénusz vulkáni tulajdonságai óriási méretűek, mint a Föld hasonló jellemzőihez képest.
Pajzs vulkánjai: Vénusz és a Föld: Ez a grafika összehasonlítja a Vénuszból származó nagy pajzsvulkán és a Föld nagy pajzsvulkánjának geometriáját. A Vénusz pajzsvulkánjai általában nagyon szélesek az alapnál és enyhébb lejtőjűek, mint a Földön található pajzsvulkánok. VE = ~ 25
Olympus Mons: A legnagyobb pajzsvulkán a Marson
Hatalmas Pajzs vulkánok
A Hawaii-szigeteket gyakran használják a Földön lévő nagy pajzsvulkánok példáiként. Ezek a vulkánok kb. 120 kilométer széles az alapnál és körülbelül 8 kilométer magas. A Vénusz legmagasabb vulkánjai közé tartoznának; azonban szélességükben nem lennének versenyképesek. A Vénuszon lévő nagy pajzsvulkánok lenyűgözően 700 kilométer szélesek, de csak kb. 5,5 kilométer magasak.
Összefoglalva: a Vénuszon lévő nagy pajzsvulkánok többszörösek a Földön, és sokkal enyhébb lejtőn vannak. A két bolygó vulkánjának relatív méretének összehasonlítását a mellékelt ábra mutatja - amely függőleges eltúlzása kb. 25x.
Sapas Mons vulkán: A Sapas Mons vulkán szimulált színes képe, amely az Atla Regio emelkedik a Vénusz Egyenlítője közelében. A vulkán körülbelül 400 kilométer átmérőjű és körülbelül 1,5 kilométer magas. A vulkán sugárirányú megjelenését ebben a méretarányban egymást átfedő lávaáramok százai okozzák - ezek közül néhány a két csúcstalálkozó szellőzőnyílásának egyikéből származik, de a legtöbb a szárny kitöréséből származik. A NASA által létrehozott képet, a Magellan űrhajó által gyűjtött radar topográfiai adatok felhasználásával. Nagyított nézetek 900 x 900 képponton vagy 3000 x 3000 képponton.
Sapas Mons vulkán: A Sapas Mons vulkán ferde képe, ugyanaz a vulkán, mint a fenti felülnézetben látható. Ez a kép a vulkánt északnyugatra nézi. A képen látható funkciók könnyen illeszthetők a fenti felülnézethez. A láva több száz kilométer hosszú folyása keskeny csatornákként jelenik meg a vulkán peremén, és széles áramlásokba terjed a vulkánt körülvevő síkságon. A NASA képe. Kép nagyítása.
Kiterjedt lávaáramlás
Úgy gondolják, hogy a Vénuszon folyó lávaáramok olyan sziklákból állnak, amelyek hasonlóak a Földön található basztákhoz. A Vénuszon folyó sok lávaáram több száz kilométer hosszú. A láva mobilitását fokozhatja a bolygók átlagos felszíni hőmérséklete, körülbelül 470 Celsius fok.
Az ezen az oldalon található Sapas Mons vulkán képei számos kiváló példát tartalmaznak a Vénuszon folyó hosszú lávaáramlásokról. A vulkán sugárirányú megjelenését hosszú lávaáramok eredményezik, amelyek a csúcson lévő két szellőzőnyílásból és számos szárnykibocsátásból származnak.
Palacsinta kupolák
A Vénusznak számos olyan tulajdonsága van, amelyeket "palacsinta kupolának" hívnak. Ezek hasonlóak a Földön található láva kupolákhoz, de a Vénuszon akár százszor nagyobbak is. A palacsinta kupola nagyon széles, nagyon lapos tetejű, általában 1000 méternél alacsonyabb. Úgy gondolják, hogy viszkózus láva extrudálásával képződnek.
Palacsinta kupola a Vénuszon: A bal oldalon található három palacsinta kupola radarképe, a jobb oldalon ugyanazon terület geológiai térképe. Bárki, aki érdeklődik a Vénusz felszíni tulajdonságainak megismerésében, beszerezheti a NASA radarképeit és összehasonlíthatja azokat az USGS által készített geológiai térképekkel.
A közelmúltbeli vulkáni tevékenység bizonyítékai: Az Idunn Mons vulkán radarképei a Vénusz Imdr Regio régiójában. A bal oldali kép egy radar topográfia, körülbelül 30x függőleges eltúlzással. A jobb oldali kép színe javul a termikus képalkotó spektrométer adatai alapján. A vörös területek melegebbek, és úgy gondolják, hogy a legutóbbi lávaáramlás bizonyítéka. A NASA képe.
Mikor alakultak ki a Vénusz vulkánjai?
A Vénusz felületének nagy részét lávaáramok takarják, amelyek nagyon alacsony ütési sűrűségűek. Ez az alacsony ütési sűrűség azt mutatja, hogy a bolygók felszíne többnyire kevesebb, mint 500 000 000 év. A Vénus vulkáni aktivitása nem észlelhető a Földről, de a Magellan űrhajóról származó fokozott radarképképezés azt sugallja, hogy a Vénusz vulkáni aktivitása továbbra is fennáll (lásd a kísérő radarképét).
Vénusz geológiai térképe: Az USGS részletes geológiai térképeket készített a Vénusz számos területére. Ezek a térképek leírást és korrelációs táblázatokat tartalmaznak a leképezett egységekhez. Ide tartoznak a hibák szimbólumai, vonalak, kupolák, kráterek, lávaáramlási irányok, gerincek, grabenek és még sok más funkció. Ezek összekapcsolhatók a NASA radarképével, hogy megismerjék a vulkánokat és a Vénusz egyéb felszíni tulajdonságait.
Egyéb folyamatok, amelyek alakítják a Vénusz felületét
HATÁSKERÜLÉS
Az aszteroidák sok krátert hoztak létre a Vénusz felületén. Bár ezek a tulajdonságok számos, a bolygók felületének néhány százalékát nem fedik le. A Vénusz lávaáramlással történő újbóli felújítására, amelyről azt gondolják, hogy körülbelül 500 000 000 évvel ezelőtt történt, miután a Naprendszerünk bolygóinak ütköző krátere nagyon alacsony szintre esett.
EROSZION ÉS SZEDIMENTÁCIÓA Vénusz felszíni hőmérséklete körülbelül 470 Celsius fok - ez túl magas a folyékony víz számára. Víz nélkül az patakok eróziója és az ülepedés nem képesek jelentős változtatásokra a bolygó felszínén. A bolygón megfigyelt egyetlen eróziós tulajdonságot az áramló láva tulajdonította.
SZÉL-EROSZION ÉS A DUNE-FORMÁLÁSÚgy gondolják, hogy a Vénusz légköre körülbelül 90-szer olyan sűrű, mint a Föld. Annak ellenére, hogy ez korlátozza a szél aktivitását, néhány dűnájú jellegzetességet azonosítottak a Vénuszon. A rendelkezésre álló képek azonban nem mutatják a szél által módosított tájat, amely a bolygók felületének jelentős részét lefedi.
LEMEZTEKTONIKAA Vénusz plazma tektonikus aktivitását egyértelműen nem azonosították. A lemezek határait nem ismerte fel. A bolygó számára készített radarképek és geológiai térképek nem mutatnak lineáris vulkánláncokat, terjedő gerincokat, szubdukciós zónákat és nem átalakítják azokat a hibákat, amelyek bizonyítják a Föld lemeztektonikáját.
összefoglalás
A Vénusz tájképének meghatározó folyamata a vulkáni tevékenység, amelynek során a bolygók felületének több mint 90% -át lávaáramok és pajzsvulkánok fedik.
A pajzsvulkánok és a lávaáramlatok a Vénuszon nagyon nagyok, összehasonlítva a Föld hasonló jellemzőivel.
Szerző: Hobart M. King, Ph.D.