İçerik
- Volkanik Manzaraların Keşfi
- Büyük Kalkan Volkanları
- Geniş Lav Akışı
- Gözleme Kubbeleri
- Venüs'teki volkanlar ne zaman oluştu?
- Venüs Yüzeyini Şekillendiren Diğer İşlemler
- özet
Venüs'teki volkanlar: Magellan uzay aracı tarafından elde edilen radar topografyası verilerini kullanarak NASA tarafından oluşturulan Venüs yüzeyinin simüle edilmiş renkli bir görüntüsü.900 x 900 piksel veya 4000 x 4000 piksel büyütülmüş görünümler.
Volkanik Manzaraların Keşfi
Venüs, Dünya'ya en yakın gezegendir. Bununla birlikte, Venüs'ün yüzeyi birkaç katman kalın bulut örtüsü ile gizlenmiştir. Bu bulutlar o kadar kalın ve o kadar kalıcı ki Dünya'dan gelen optik teleskop gözlemleri gezegenlerin yüzey özelliklerinin net görüntülerini üretemiyor.
Venüs'ün yüzeyiyle ilgili ilk ayrıntılı bilgi 1990'ların başında, Magellan uzay aracının (Venüs Radar Eşleyici olarak da bilinir) gezegenlerin çoğu için ayrıntılı topoğrafya verileri üretmek için radar görüntülemesi kullanmasıyla elde edildi. Bu veriler, bu sayfada gösterilenler gibi Venüs'ün görüntülerini oluşturmak için kullanıldı.
Araştırmacılar topoğrafya verilerinin Venüs'teki volkanik özellikleri ortaya çıkarmasını bekliyorlardı, ancak gezegenlerin en az% 90'ının lav akıntıları ve geniş kalkan volkanlarıyla kaplı olduğunu öğrenmeleri şaşırtıcıydı. Venüs'teki bu volkanik özelliklerin Dünya'daki benzer özelliklere kıyasla çok büyük olmalarına da şaşırdılar.
Kalkan volkanları: Venüs vs. Toprak: Bu grafik, Venüs'ten büyük bir kalkan yanardağının geometrisini, Dünya'dan gelen büyük bir kalkan yanardağ ile karşılaştırmaktadır. Venüs'teki kalkan volkanları genellikle tabanda çok geniştir ve Dünya'da bulunan kalkan volkanlarından daha yumuşak eğimlere sahiptir. VE = ~ 25
Olympus Mons: Mars'taki En Büyük Kalkan Volkanı
Büyük Kalkan Volkanları
Hawaii Adaları genellikle Dünya'daki büyük kalkan volkanlarının örnekleri olarak kullanılır. Bu volkanlar tabanda 120 kilometre genişliğinde ve yaklaşık 8 kilometre yüksekliktedir. Venüs'teki en yüksek volkanlar arasında olacaklardı; ancak, genişlikte rekabetçi olmazlardı. Venüs'teki büyük kalkan volkanları, tabanda 700 kilometre genişliğinde etkileyicidir ancak yüksekliği sadece 5,5 kilometredir.
Özetle, Venüs'teki büyük kalkan volkanları Dünya'dakilere göre birkaç kat daha geniş ve daha yumuşak bir eğime sahipler. İki gezegendeki yanardağların göreceli bir boyut karşılaştırması, ekteki grafikte gösterilmektedir - ki bu, yaklaşık 25x'lik dikey bir abartmaya sahiptir.
Sapas Mons Volkanı: Venüs ekvatoruna yakın olan Atla Regio'da yükselen Sapas Mons yanardağının simüle edilmiş renkli görüntüsü. Volkan, yaklaşık 400 kilometre boyunca ve yaklaşık 1,5 kilometre yüksekliğindedir. Volkanın bu ölçekte radyal görünümüne, yüzlerce üst üste binen lav akması neden olur - bazıları iki zirve menfezinden birinden kaynaklanır, ancak çoğu kanat püskürmelerinden kaynaklanır. Magellan uzay aracı tarafından elde edilen radar topografyası verileri kullanılarak NASA tarafından oluşturulan görüntü. 900 x 900 piksel veya 3000 x 3000 piksel boyutunda büyütülmüş görüntüler.
Sapas Mons Volkanı: Yukarıdaki genel görünümde gösterilen aynı volkan olan Sapas Mons volkanının eğik bir görüntüsü. Bu görüntü kuzeybatıdan gelen volkanı izler. Bu resimde görünen özellikler, yukarıdaki üstten görünümle kolayca eşleştirilebilir. Lava yüzlerce kilometre uzunluğundaki akar, volkanın kenarlarında dar kanallar gibi görünür ve volkanın etrafını saran ovada geniş akar. NASA tarafından görüntü. Resmi büyüt
Geniş Lav Akışı
Venüs'teki lav akışının, Dünya'da bulunan bazaltlara benzeyen kayalardan oluştuğu düşünülmektedir. Venüs'te akan lavların birçoğunun uzunluğu birkaç yüz kilometredir. Lav hareketliliği, gezegenlerin ortalama yüzey sıcaklığı yaklaşık 470 santigrat derece kadar artabilir.
Bu sayfadaki Sapas Mons volkanının görüntüleri, Venus'daki uzun lav akışlarının birçok mükemmel örneğini içeriyor. Volkanın radyal görünümü, tepedeki iki delikten ve sayısız yan püskürmeden uzanan uzun lav akışları ile üretilir.
Gözleme Kubbeleri
Venüs, "krep kubbe" adı verilen çok sayıda özelliğe sahiptir. Bunlar, Dünya'da bulunan lav kubbelerine benzer, ancak Venüs'te 100 kat daha büyüktürler. Gözleme kubbeleri çok geniştir, çok düz bir üste sahiptir ve genellikle 1000 metreden daha azdır. Viskoz lavların ekstrüzyonuyla oluştukları düşünülmektedir.
Venüs'te krep kubbeleri: Solda üç gözleme kubbesinin radar görüntüsü ve sağda aynı alanın jeolojik haritası. Venüs'ün yüzey özelliklerini öğrenmek isteyen herkes NASA'dan radar görüntüleri alabilir ve bunları USGS tarafından hazırlanan jeolojik haritalarla karşılaştırabilir.
Son volkanik aktivitenin kanıtı: Venüs'ün Imd Regio bölgesinde Idunn Mons Volcano, radar görüntüleri. Soldaki resim, yaklaşık 30x dikey abartılı bir radar topografyası görüntüsüdür. Sağdaki görüntü, termal görüntüleme spektrometresi verilerine dayanarak renkli olarak geliştirilmiştir. Kırmızı bölgeler daha ılıktır ve son lav akıntılarının kanıtı olduğu düşünülmektedir. NASA tarafından görüntü.
Venüs'teki volkanlar ne zaman oluştu?
Venüs yüzeyinin çoğu, çok düşük etkili krater yoğunluğuna sahip lav akışı ile kaplıdır. Bu düşük darbe yoğunluğu, gezegenlerin yüzeyinin çoğunlukla 500.000.000 yıldan daha eski olduğunu ortaya koymaktadır. Venüs'teki volkanik aktivite Dünya'dan tespit edilemez, ancak Magellan uzay aracından gelişmiş radar görüntüleme Venüs'teki volkanik aktivitenin hala gerçekleştiğini gösterir (beraberindeki radar resmine bakınız).
Venüs'ün jeolojik haritası: USGS, Venüs'ün birçok bölgesi için ayrıntılı jeolojik haritalar hazırlamıştır. Bu haritalar, haritalanan birimler için açıklamaları ve korelasyon tablolarını içerir. Ayrıca faylar, hatlar, kubbeler, kraterler, lav akış yönleri, sırtlar, kıskaçlar ve diğer birçok özellik için semboller bulunur. Bunlar, volkanlar ve Venüs'ün diğer yüzey özellikleri hakkında bilgi edinmek için NASA radar görüntüleriyle eşleştirilebilir.
Venüs Yüzeyini Şekillendiren Diğer İşlemler
ETKİLİ KRATLAMA
Asteroit etkileri Venüs yüzeyinde birçok krater üretti. Bu özellikler çok sayıda olmasına rağmen, gezegenler yüzeyinin yüzde birkaçından fazlasını kapsamazlar. Venüs'ün yaklaşık 500.000.000 yıl önce meydana geldiği düşünülen lav akımlarıyla yeniden yüzleşmesi, güneş sistemimizdeki gezegenlerin kraterlerinin çok düşük bir seviyeye düştükten sonra gerçekleşti.
Erozyon ve YüzleşmeVenüs'ün yüzey sıcaklığı yaklaşık 470 santigrat derece - sıvı su için çok yüksek. Su olmadan, akarsu erozyonu ve sedimantasyon gezegenin yüzeyinde önemli değişiklikler yapamaz. Gezegende gözlenen tek erozyonel özellikler, akan lavlara bağlanıyor.
RÜZGAR Erozyon ve DON FORMASYONUVenüs atmosferinin, Dünyalar kadar 90 kat daha yoğun olduğu düşünülüyor. Bu rüzgar aktivitesini sınırlandırmasına rağmen, Venüs'te kumul şeklindeki bazı özellikler tanımlanmıştır. Bununla birlikte, mevcut görüntüler gezegen yüzeyinin önemli bir bölümünü kapsayan rüzgarla modifiye edilmiş manzaralar göstermemektedir.
LEVHA TEKTONİĞİVenüs üzerindeki plaka tektonik aktivitesi net bir şekilde tanımlanamamıştır. Plaka sınırları tanınmamıştır. Gezegen için üretilen radar görüntüleri ve jeolojik haritalar, doğrusal volkan zincirleri, yayılma sırtları, yeraltı bölgeleri ve Dünya'da plaka tektoniğinin kanıtı veren dönüşüm hatalarını göstermez.
özet
Volkanik aktivite, Venüs peyzajını şekillendirmek için baskın bir süreçtir, gezegenlerin% 90'ından fazlası lav akıntıları ve kalkan volkanlarıyla kaplıdır.
Kalkan volkanları ve Venüs'teki lav akıntısı, Dünya'daki benzer özelliklerle karşılaştırıldığında oldukça büyüktür.
Yazar: Hobart M. King, Ph.D.