Кирилюк С.М. Природа Венери : навчальний посібник. Чернівці : Чернівецький нац. ун-т ім. Юрія Федьковича, 2020. 160 с.

У навчальному посібнику розглядаються питання походження, будови та еволюції географічної оболонки планети Венера. Детально описано історію дослідження планети. Складається цілісна картина про основні елементи венеріанської поверхні. Розглянуто номенклатуру планети в розрізі номенклатурних квадрантів. Описано тектонічну й геологічну будову, найпоширеніші структурно-стартиграфічні елементи поверхні. Проведено детальний аналіз еволюції й формування вулканів планети. Порушені питання, присвячні проблемам вивчення атмосфери Венери: циркуляції, природи верхньої атмосфери, іоносфери, магнітосфери та хмарного шару.

Для студентів географічних факультетів.

Вступ

Венера – друга внутрішня планета Сонячної системи з періодом обертання навколо Сонця 224,7 земної доби. Це єдина з восьми основних планет Сонячної системи, яка названа на честь жіночого божества: богині любові в римському пантеоні. Венера класифікується як землеподібна планета, іноді її ще називають «сестрою Землі» або її «кривим дзеркалом», оскільки обидві планети схожі за розмірами, силою тяжіння, внутрішньою будовою і складом. Однак умови на цих планетах дуже різняться.

Навчальний посібник «Природа Венери» розроблений для навчальних дисциплін, які викладаються на географічному факультеті Чернівецького національного університету імені Юрія Федьковича: «Ксенографія з основами астрономії», «Фізична географія Сонячної системи», «Основи фізики Землі».

У посібнику детально висвітлена історія дослідження природи Венери – від доінструментального етапу до космічного. Особлива увага приділена роботі автоматичних станцій.

На основі узагальнених даних різних авторів у навчальному посібнику складається цілісна картина про основні елементи венеріанської поверхні. Детально розглянуто номенклатуру планети в розрізі номенклатурних квадрантів.

Описано тектонічну й геологічну будову Венери, найпоширеніші структурно-стартиграфічні елементи її поверхні, а також проведено детальний аналіз еволюції й формування вулканів планети.

Детально розглянуті питання, присвячні проблемам дослідження венеріанської атмосфери, її циркуляції, особливостям природи верхньої атмосфери, іоносфери, магнітосфери та хмарного шару. Наголошується на можливості примітивного життя у верхніх шарах атмосфери.

Висновки

Завдяки дослідженню Венери – сестри Землі за багатьма параметрами – з різних КА, але, насамперед, з КА «Венера-15», «Венера-16» і «Магеллан», складена повна (98%) карта поверхні Венери з радарних зображень, що дозволило виділити різноманітні типи поверхні, встановити їхню структуру, приблизні вікові співвідношення та реконструювати в загальному вигляді історію її геологічного розвитку за останні 0,5 млрд років. Що було до цього, тобто протягом 4,0 млрд років, досі залишається загадкою. Ті структурні форми, які спостерігаються на Венері, в більшості своїй невідомі на Землі, крім рифтів і лавових потоків. Цілком можливо, що місцевості типу тессер і лавових рівнин існували й на Землі, але в ранній архейський час, тобто в інтервалі 4,0–3,0 млрд років тому, коли земна кора лише формувалася, була тонкою, а під нею знаходилася сильно розігріта мантія.

Тектонічні та вулканічні характеристики поверхні Венери загалом вивчені погано. Проте всі вони повинні бути тісно пов’язані з механізмом, за допомогою якого Венера витрачає внутрішнє тепло. Саме цей механізм є головним щодо формування та еволюції поверхневих вулканічних форм Венери (щитові вулкани, корони, арахноїди та астри). Загалом усі ці утворення, крім щитових вулканів, формуються шляхом підйому та релаксації мантійного плюму. Відповідно, від швидкості його підйому залежить характер релаксації, що і призводить до формування різних поверхневих структур, оскільки час утворення, в такому випадку, варіює.

Під час ранньої історії (близько 450 млн років тому) в різних регіонах Венери відбувалися численні епізоди затоплення депресивних місцевостей лавою, що викликало формування великих, однорідних за морфологічними ознаками рівнин. Порівняно недавно (5–10 млн років тому) вулканізм проявлявся локально, що спричинило утворення гірських порід, пов’язаних із окремими щитами, кластерами щитів, великими кальдерами і коронами. Існує деякий перехід між різними типами вулканізму, який утворив ранні рівнинні відміни та молодші локальні вулканічні споруди. Стратиграфічно молоді поверхні відповідають більшості лавових потоків, де можна ідентифікувати вихідні структури (щити, куполи, кальдери) та інші окремі локальні формування. Найбільш виразна група ландшафтів відповідає тим, які пов’язані з коронарними структурами. Характер поєднання вулканічних відкладів та малюнок їх перерозподілу вказують на те, що загалом відбулося кілька епізодів виливу лав. В інших місцях вулканічні центри мають дещо обмежені розміри, від десятків до сотень кілометрів і, здебільшого, накладаються на старі рівнини. Ці невеликі простори, як правило, асоціюються з кластерами маленьких щитів або вулканічних куполів. Загалом в регіонах чітко викреслюються три основні тектонічні епізоди. Перший відповідає періоду формування тессер і численних як екстенсивних, так і компресійних деформацій. Другий тектонічний епізод характеризується активізацією поверхневих рухів, що призвели до значних розривів в межах рівнинних відмін та багатьох інших і може бути пов’язаний з кінцевим етапом формування тессер. Нарешті, наймолодша деформація стисненняя призвела до формування добре поширених продовгуватих, вузьких, дугоподібних хребтів.

Об’єм венеріанської аимосфери майже в 100 разів перевищує атмосферу Землі. Більшу частку її повітряної оболонки становить вуглекислий газ (CO₂ ~97%); азот (N₂) – близько 3%; водяна пара (H₂O) – 0,05%, кисень – лише тисячні частки відсотка. У надзвичайно мізерних кількостях спостерігаються домішки SO₂, H₂S, CO, HCl, HF. Температура біля поверхні Венери дуже висока – 750 К (+470 °C, а максимальна зареєстрована +530 °C), причому її добові амплітуди вкрай незначні. Тиск – близько 107 Па, або 100 атм, середня щільність газу майже на два порядки вища, ніж в нашій атмосфері. Відкриття цих фактів стало великим розчаруванням для більшості вчених, які були переконані, що на цій, настільки схожій на нашу планету, умови навколишнього середовища подібні до тих, які існували на Землі в кам’яновугільний період зі схожою біосферою. Перші проміри температури, здавалося, могли виправдати такі сподівання, проте пізніші уточнення (зокрема, отримані з використанням АМС) продемонстрували, що завдяки неконтрольованому парниковому ефекту на поверхні Венери виключено будь-яке існування рідкої води.

Хмарний шар Венери складається переважно з 75–80% сірчаної кислоти. Крапельки її розчину, що виникли під дією сонячного світла з наявнихіх в атмосфері вуглекислоти, а також водяної пари і сполук сірки. Концентрація водяної пари різко збільшується з висотою, досягаючи свого максимуму на висоті близько 50 км, де вона в сто разів вища, ніж біля поверхні, тобто частка водяної пари на цій висоті сягає майже одного відсотка. Мінімум температури (150–170 К) визначено на висоті 100–120 км, вище температура росте, досягаючи на висоті 12 тис. км 600–800 К.