Венера

Венера расположена на расстоянии 108 млн км от Солнца. Это на 50 млн км дальше, чем Земля. Масса Венеры 4,87-1027 г, что составляет 81 % земной массы, площадь S=4,6-108 км2. Средний радиус — 6050 км, средняя плотность — 5,245 г/см3, ускорение силы тяжести — 8,8 м/с2, вес предметов на Венере только на 10% меньше их веса на Земле. Период обращения планеты вокруг Солнца Т=225 суток. Венера очень медленно вращается вокруг своей оси — один оборот за 243,16 суток, причем имеет обратное вращение (навстречу Земле). Это значит, что Солнце восходит на западе, а заходит на востоке. Продолжительность солнечных суток на Венере равна 117 земным суткам.

Венера имеет очень мощную атмосферу большой плотности. На поверхности планеты ее давление составляет 100 атм (10 МПа), что соответствует давлению на глубине моря 1 000 м.

Находясь ближе к Солнцу, Венера получает почти в два раза больше тепла, чем Земля, — 3,6 кал/см2 мин (солнечная постоянная для Земли — 1,9 кал/см2 • мин). Как показали измерения, выполненные советскими межпланетными станциями, температура на поверхности планеты +480 °C, т. е. больше, чем на Меркурии. Это объясняется парниковым эффектом, создаваемым венерианской атмосферой и близостью светила. В свою очередь атмосфера, поглощая и задерживая солнечное тепло, также нагревается. Часть тепла, проходя толщу атмосферы, нагревает поверхность планеты. Но переизлучение тепла происходит в инфракрасном диапазоне и поглощается молекулами углекислого газа (СО2), составляющими 97 % массы венерианской атмосферы. На долю кислорода приходится только 0,01 %, азота — 2%, водяных паров — 0,1 % [69].

Оранжерейный, парниковый эффект препятствует переизлучению тепла и охлаждению поверхности даже во время длинной венерианской ночи. Отсутствие значительных перепадов приземной температуры объясняет факт необычайно низких скоростей ветра (3 м/с), измеренных станциями «Венера». В то же время наблюдениями с «Маринер-10» были установлены громадные скорости ветра в атмосфере Венеры. Полный оборот атмосфера делает вокруг планеты всего за четыре дня, хотя сама планета, как известно, вращается значительно медленнее. Следовательно, скорость ветра достигает ураганных значений — 100 м/с.

Облачный слой планеты начинается с высоты 35 км и тянется до высоты 70 км. Нижний ярус облаков состоит из 80%-ной серной кислоты (H2SO4).

Венера имеет очень слабое магнитное поле. Напряженность его на экваторе составляет всего 14—23 нТ.

Рельеф поверхности планеты недоступен визуальному наблюдению из-за плотной облачности. Он изучался посредством радиолокации с Земли и с трех искусственных спутников — двух советских и одного американского. Кроме того, автоматическая станция «Венера-14», совершившая мягкую посадку на поверхность планеты, передала телевизион ное изображение небольшого участка рельефа, на котором видны острые угловатые камни, щебень, песок — явные следы геологического выветривания пород. Измеренная плотность пород близка к земным базальтам — 2,7—2,9 г/см3. Отношение тория к урану (Th/U=3,6) также оказалось близким к тем количествам, которые наблюдаются в земной коре (табл. 25).

Таблица 25

Содержание радиоактивных 232Th, 238U и 40К (г/г) у некоторых планет земной группы (по образцам доставленных пород)

Элемент

Земля

Луна

Венера

232Th

6,5 Ю-9

142-10“9

101 10“9

238и

18-10’9

40-10-9

28 10-9

40к

170-10’6

76-10“6

62-1О-6

Th/U

0,36

3,55

3,6

K/U

9,4-103

1,9 103

2,2-103

В рельефе поверхности Венеры преобладают равнины. Горные районы занимают около 8% территории. Их высота 1,5—5,0 км. Самый высокий горный массив (до 8 км) обнаружен на плато Иштар, размеры которого сравнимы с Австралией, а высота около 1000 м над уровнем прилегающей равнины.

Низменности занимают 27% поверхности Венеры. Крупнейшая из них — Атлантида — имеет в поперечнике около 2700 км и глубину 2 км. Много невысоких гор и горных цепей. Вблизи экватора обнаружен гигантский разлом длиной до 1500 км, шириной 150 км и глубиной до 2 км. В целом в рельефе Венеры просматриваются черты строения, сходные с земными: выявляются континентальные и океанические области — земля Иштар, где расположены высочайшие горы Максвелла, область Бета и большой, вытянутый вдоль экватора континент Афродиты. Низменности, подобные Атлантиде, сравнимы с океаническими областями, правда ныне безводными. Обнаружено несколько действующих вулканов с огромными кратерами (рис. 17), в горных областях отмечены кратеры ударного происхождения. Но в целом следует отметить важный факт: поверхность этой планеты слабо кратирована, что указывает на существование у ранней Венеры мощной реликтовой атмосферы и на продолжающуюся деятельность геологических процессов преобразования поверхностных пород и рельефообразования, которая в прошлом, несомненно, была интенсивнее.

Вулканы на Венере. Радиолокационный снимок сделан космическим зондом «Магеллан» в 1989 г

Рис. 17. Вулканы на Венере. Радиолокационный снимок сделан космическим зондом «Магеллан» в 1989 г.

Для определения внутреннего строения планеты предпринималась попытка расчета модели с использованием уравнения состояния земного вещества, а также железа и различных окислов и силикатов [69]. Была получена трехслойная модель, состоящая из коры толщиной 16 км, силикатной оболочки до глубины 3224 км и массивного железного ядра в центре (28% от массы планеты). Вопрос о наличии у Венеры жидкого ядра и астеносферы остался при этом вне обсуждения. Рассчитанные автором по соответствующим формулам (§ 1 настоящей главы) планетные сферы Венеры имеют следующие размеры: внутреннее ядро — 1210 км, ЗРТ — 2086 км, мантия — 2738 км, кора — 13,9 км, т. е. они ненамного отличаются от земных.

Средняя плотность пород коры, измеренная советскими аппаратами «Венера», равна 2,7—2,9 см3. Содержание в них Th232 и U238 — 2,0-10 6 г/г, т. е. такое же повышенное в сравнении с мантией, как и в породах земной коры. Как уже отмечалось, с помощью американского космического зонда «Магеллан» в 1989 г. был получен радиолокационный снимок действующих вулканов на поверхности Венеры (рис. 17). Проанализируем имеющиеся данные по этой планете в свете наших сведений о Земле.

Наличие у Венеры мощной атмосферы с большим содержанием углекислого газа и соединений серы свидетельствует о ее вулканическом происхождении. В условиях Земли ССБ связывается карбонатной системой Мирового океана с образованием СаСОз, принимает участие в синтезе органического вещества, растворен в морской воде, находится в составе биомассы живого органического вещества и законсервирован в осадочных породах. Поэтому в земной атмосфере углекислого газа содержится ничтожное количество — порядка 0,03%. Поступает же он, как и пары воды, ежегодно с вулканическими извержениями и по глубинным разломам земной коры около — 1013 г. Общая масса земной атмосферы составляет около 5-1021 г. На Венере давление атмосферы на два порядка больше. Следовательно, при примерно равной площади сферы Земли и Венеры массу венерианской атмосферы можно оценить в 1,7 • 1024 г.

Таким образом, преобладание в атмосфере Венеры углекислого газа служит указанием на отсутствие на поверхности планеты воды и биосферы. Углекислый газ может выделяться также при нагревании карбонатных пород. Поэтому нельзя исключить возможность и такого пути поступления СОг в венерианскую атмосферу (наряду с вулканизмом). Но тогда надо допустить возможность существования в прошлом на Венере океанов, в которых происходило образование этих карбонатных пород. Возникает вопрос: возможно ли такое, и если да, то когда океаны были на этой планете и почему исчезли?

Продолжающийся вулканизм на Венере пополняет атмосферу ССЬ и НэО, и если масса эксгаляций была такая же, как на Земле (1013 г/год), то только за последующие 400 млн лет в венерианскую атмосферу поступило 4-1021 г СОг и Н2О. Масса современной атмосферы — на три порядка больше (1,7-1024 г), следовательно, недостающая часть СО2 могла поступить за счет начавшегося отжига (декарбоксилации) известняков, покрывающих дно обширных океанических бассейнов типа Атлантиды, а также за счет разложения погибшей биомассы планеты.

Имея почти такую же, как Земля, массу и, следовательно, сходные термодинамические условия на уровне внешнего ядра (Р= 1,5-106 атм, Т=3000 К) и получая до карбонового периода от менее горячего Солнца примерно столько же тепла, сколько сегодня получает его Земля, Венера располагала всеми необходимыми условиями для длительного развития и накопления своей гидросферы и органической жизни (см. далее). К концу протерозоя на Венере вполне могли существовать моря и мелководные океаны, а также жизнь в них. Трагическая судьба планеты началась с переходом светила в стадию оранжевого спектрального класса с температурой фотосферы 4500 К в связи с возрастанием солнечной светимости и началом быстрого испарения венерианской гидросферы.

Следы былой геологической жизни на планете многочисленны и весьма отчетливы. Замечательно, что поверхность Венеры не была подвержена массивной метеоритной бомбардировке в конце катархея. Это могло быть обусловлено только одним фактором — наличием у нее, как и у Земли, мощной реликтовой газовой атмосферы. Венера, несомненно, имела раньше более быстрое вращение. Она, как и Меркурий, постепенно затормозила его под гравитационным воздействием близкого Солнца. Следовательно, планета обладала собственным магнитным полем. Отсутствие его в настоящее время вовсе не является свидетельством отсутствия жидкого ядра (ЗРТ). Оно до минимума ослаблено медленным вращением планеты. Атмосфера планеты, несомненно, подпитывается вулканизмом. Иначе она в значительной мере была бы уже утрачена. Но вулканизм, как мы знаем, невозможен без внутренней активности планеты, т.е. без существования жидкого внешнего ядра (ЗРТ) и его производной — астеносферы.

Для проверки выдвинутой здесь и ранее [48] гипотезы, связанной с историей Венеры и Солнца, об однотипности органической жизни в условиях одинакового химического состава протовещества и близких физических условиях на поверхности планет необходимо искать во впадинах Атлантиды Венеры остатки морских осадочных пород — известняков, песчаников с фауной и т. д. Один наперсток такой породы, доставленный на Землю, позволит решить сразу ряд крупных естественнонаучных и космогонических проблем. Нам остается только ждать этих образцов.

Теперь перейдем к расчету объема и массы вулканического материала и воды, выработанной Венерой на начальном этапе вулканизма (4,4— 4,0-109 лет). Найдем объем и массу вулканического материала, образованного на Венере, воспользовавшись выведенными формулами (§1, гл. VII). Рассчитаем параметры вулканического материала и воды, образовавшихся на этапе начального вулканизма. Результаты расчетов приведены в таблице 18 (с. 124). Объем вулканического материала составил 5,0-109 км3, масса вулканического материала — 1,5-1025 г, мощность вулканогенных образований — 10,8 км. Количество воды, образованной при этом, составило (исходя из 0,5% от массы) 7,5-10" г. При площади первичного океана, равного половине площади планеты (2,3-108 км2), глубина его составит 320 м. Время существования такого океана при F= 1,2-1016 г/год будет 12,5-106 лет, т.е. Венера очень быстро потеряла свой океан уже в начале позднего архея.

Из приведенного следует, что за время начального вулканизма на Венере вполне мог быть образован первичный мелководный океан, занимавший значительную площадь планеты, — с учетом того, что площадь ранней Венеры, как и Земли, была больше на 10-106 км2. Этот океан мог просуществовать под покровом мощной реликтовой атмосферы в течение 350—400 млн лет, т.е. до такого времени, пока Солнце не вошло в стадию звезды переменного блеска (Т-тельца) с температурой на фотосфере 3500 К. В результате начавшегося фотолиза, который на орбите Венеры был в 2 раза выше земного (2,6-107 г/км2-год), начался процесс сокращения площади первичного океана. Время, необходимое для его полного исчезновения, будет (см. табл. 19, с. 125):

t=7,5 ? 1022 г/0,6 ? 1016 г/год = 12,5 • 106 лет. (VII.20)

Таким образом, первичный мелководный океан на поверхности Венеры, возникший в результате ее ранней вулканической активности, просуществовал весьма недолго после появления горячего Солнца, всего не более 12 млн лет. Как и на Земле, по завершении этого этапа на Венере на длительное время должен был установиться режим весьма ослабленного вулканизма, подпитываемого энергией начавшегося радиоактивного распада долгоживущих изотопов U, Th, и К. Запасы этих элементов на планете, несомненно, были почти такие же, как и на Земле, но в связи с меньшей массой Венеры они могут привести ко вторичной интенсификации глобального вулканизма в ближайшее геологическое время. В протерозое и большей части фанерозоя в связи с повышением температуры Солнца в девоне в 2 раза масштабы фотолитических потерь, судя по всему, превышали темпы эндогенного поступления воды. Можно предположить, что в конце девона (400 млн лет назад), с выходом Солнца в стадию желтого спектрального класса (6000 К), гидросфера Венеры окончательно диссипировала, и в настоящее время содержание воды в венерианской атмосфере не превышает 0,1 %, что при общей массе атмосферы 1,7-1024 г составит 1,7-1021 г воды. Это очень большая величина. С учетом современного фотолиза, который на венерианской орбите в 2 раза интенсивнее земного и составляет 4,8-107 г/км2-год, ежегодные потери воды из атмосферы будут 3,5- 1О10 г. Отсюда для полной ликвидации паров атмосферной воды потребуется:

1,7-1021 г/3,0- 1016 = 5,6• 104 лет, (VII.21)

т.е. современное количество воды в венерианской атмосфере без вулканической подпитки за счет эндогенной воды исчезло бы за 60 тыс. лет. Это является важнейшим доказательством продолжающегося вулканизма на Венере и непрерывного обильного поступления НгО и СО? в ее атмосферу.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ ОРИГИНАЛ   След >