Наибольшее количество энергии поглощается в интервале высот 70-100 км; температура на этом уровне на полюсе выше, чем в экваториальной зоне.
Впрочем , аналогичное явление характерно и для Земли. В земной атмосфере в пределах стратосферы и мезосферы полярная область теплее, чем экваториальная.
В венерианской тропосфере температурные вариации по широте значительно больше, чем по долготе. По долготе на расстоянии 110 (больше 1/4 окружности) изменение температуры составляет не более 5 . В нижней тропосфере (10-20) км различия еще меньше , она так массивна , что сохраняет высокие температуры даже в течение продолжительного периода очень длинной (117 земных суток) венерианской ночи (Schubert and Covey, 1981). Температура на ночной стороне Венеры лишь на 20 ниже, чем на дневной.
Хотя горизонтальные температурные различия в венерианской тропосфере малы, тем не менее они могут возбуждать силы атмосферной циркуляции. Особенно большое значение имеют широтные градиенты температуры (между дневной и ночной сторонами планеты).
В соответствии с вращением Венеры с востока на запад в том же направлении (с востока на запад) происходит вращение атмосферы. Скорость вращения тропосферы как по вертикали, так и в горизонтальном направлении изменяется. Если на экваторе у поверхности Венеры восточные ветры не превышают скорость 1-2 м/сек, то на уровне верхней поверхности основного облачного слоя , т.е. на высоте 65 км, скорость восточного переноса воздушных масс возрастает до 100 м/сек ( 360 км/час). Вращаясь с высокой скоростью (в экваториальной зоне), облачный покров за четверо земных суток делает оборот вокруг Венеры, совершающей свой оборот вокруг оси за 243 суток , т.е. вращается в 60 раз медленнее, чем верхняя поверхность основного облачного слоя.
На высотах от 40 до 60 км движение воздушных масс с востока на запад происходит со скоростью 60 м/сек. У поверхности планеты ветра практически нет (скорость его 1-2 м/сек), и она окутана плотным горячим сухим воздухом (470 С). Наличие облачного покрова свидетельствует о восходящих потоках воздуха. Вследствие медленного вращения силы Кориолиса на Венере очень малы.
Климат. Погода. Применительно к Венере , конечно, несколько упрощая суть дела, можно сказать, что климат и погода на этой планете одно и то же. Действительно, если под погодой понимать “непрерывно меняющееся состояние атмосферы... или последовательное изменение значений всех метеорологических элементов...” (Хромов, Мамонтова, 1974, с.348) , то на Венере эти условия практически неизменны в течение и суток и года. При почти перпендикулярном положении оси вращения Венеры к орбитальной плоскости ( наклон 3 ) колебания значений метеорологических элементов остаются в течение суток ( их продолжительность 234 земных суток) почти неизменными. Колебания температуры у поверхности не превышают 5-15 С.
Экзогенные процессы на Венере
Отсутствие на Венере воды и крайне малая скорость ветра у поверхности планеты не способствуют развитию ни флювиальных . эоловых процессов. Обнаружение “Венерой-8” подобия коры выветривания на горных породах, богатых радиоактивными элементами, свидетельствует о действии процесса химического выветривания, хотя на поверхности планеты, как отмечалось, нет ни капли жидкой воды. При очень высокой температуре поверхности, близкой к точке плавления цинка и свинца, вероятно, протекают процессы непосредственного взаимодействия горной породы с находящимся в воздухе водяным паром. Вследствие необычайной сухости воздуха нижних слоев атмосферы едва ли процесс химического выветривания может идти активно.
При господстве устойчивых температурных условий на поверхности планеты термическое выветривание также протекает очень вяло. Как показали панорамы поверхности Венеры, выполненные спускаемыми аппаратами “Венера-9-14”, местами имеются крутые склоны с каменными осыпями. Следовательно, в определенных условиях рельефа гравитационные процессы могут протекать активно.
Рельеф и недра венеры
В отличие от Луны и Меркурия, где отсутствие атмосферы или ее большая прозрачность (Марс) позволяют вести орбитальным спутникам детальную телевизионную съемку, густой облачный покров Венеры, практически поглощающий всю солнечную радиацию оптического диапазона волн, исключает возможность получения фото- и телевизионных снимков поверхности планеты. Но облачный покров пропускает радиоволны, вследствие чего имеется возможность радарной съемки поверхности Венеры путем использования наземных высокочувствительных радиотелескопов. И еще один способ изучения поверхности - это посылка на нее специальных аппаратов-лабораторий, снабженных телекамерами. В последнее десятилетие было послано много таких аппаратов, о строении поверхности Венеры получены конкретные данные.
На поверхности Венеры обнаружена порода, богатая калием, ураном и торием, что в земных условиях соответствует составу не первичных вулканических пород, а вторичных, прошедших экзогенную переработку. В других местах на поверхности залегает крупнощебенчатый и глыбовый материал темных пород с плотностью 2,7-2,9 г/см и другие элементы, характерные для базальтов . Таким образом , поверхностные породы Венеры оказались такими же, как на Луне, Меркурии и Марсе, излившимися магматическими породами основного состава.
Спускаемый аппарат “Венеры-9” сел на склон крутизной 30 , и слагающие склон обломки пород были угловатыми, часто с острыми ребрами, среди них находилось небольшое количество мелкозема. В целом на Венере наиболее распространена скалистая поверхность без мелкозема или с его небольшим количеством. Однако ни песка, ни пыли, как на Марсе , ни порошкообразного вещества с включением каменных обломков, т.е. лунного реголита, в местах посадки спускаемых аппаратов не оказалось. Но обнаружено другое - наличие маломощных плотных слоистых пород. Их образование связывается с осаждением из атмосферы вулканического пепла и метеоритной пыли.
Проведенные космическими аппаратами аналитические исследования подтвердили магматическое происхождение коренных пород и их основной состав. Цветное фотографирование мест посадки спусковых аппаратов позволило с большей детальностью охарактеризовать горные породы.
Последние радарные исследования, осуществленные в Посадене (Калифорния, США) в 1974-1975 гг., позволили получить много данных о макрорельефе венерианской поверхности. К числу наиболее интересных сведений следует отнести обнаруженные вблизи экватора линейного трога протяженностью 1500 км, шириной 150 км и глубиной 2 км, ориентированного с СВ на ЮЗ. По своей морфологии он напоминает Восточно-Африканскую систему рифтов и гигантский грабен , то же в экваториальной зоне Марса. Анализ радиолокационной карты Венеры выявил широкое распространение на ней рифтовых зон.
Дж. Шабер (Рифтовые зоны на Венере, 1983) выделил в пределах тропических широт планеты три крупные зоны тектонических нарушений, протягивающихся на многие тысячи километров . Главная из них проходит в субширотном направлении от земли Афродиты к вулканическому поднятию Бета. Рифтовые структуры в ней располагаются вдоль южных подножий поднятий Овды и Фетиды. Длина зоны 21 тыс.км. Другая зона аналогичной структуры (длиной 14 тыс.км) прослеживается от области Фетиды до северо-западного окончания области Атлы. Третья зона (длиной 6 тыс.км) протягивается в меридиональном направлении от области Бета до области Фебы.
Основную часть поверхности Венеры занимают холмистые равнины. Крупные возвышенности (высотой до 10 км) в совокупности занимают пространство с Австралию. Многие возвышенности имеют в плане овальную форму и являются , вероятно, щитовыми вулканами. Один из них напоминает марсианский вулканический гигант Олимп. Поперечник его от 300 до 400 км , но высота всего 1 км. В центре лавового щита находится кальдеровидная депрессия диаметром 80 км. По-видимому , вулканические формы вообще широко распространены на поверхности Венеры.
На радиолокационной карте Венеры видно обилие кратеров, похожих на лунные. Особенно их много в экваториальном поясе. Крупные кратеры имеют поперечники в десятки километров и даже достигают 150 км. Характерно, что все кратеры более плоские , чем лунные, даже наиболее крупные из них не глубже 400 м.
Американский ученый Р.Гольдштейн исследовал экваториальную область поперечником в 1500 км. На этой площади он обнаружил свыше 10 кратеров диаметром от 35 до 150 км. В отличие от лунных и марсианских кратеров, достигающих глубины 3-5 % диаметра, венерианские кратеры не превышают 0,3 % диаметра. Вообще поверхность Венеры по сравнению с другими планетами оказалась более сглаженной.
Наряду с кратерами обычных размеров с поперечником в десятки километров ( реже в 100 км) на Венере имеются и гигантские овальные впадины -депрессии, подобные Морю Дождей на Луне, диаметром до 1 тыс. км. Одна из них находится в северном полушарии. На Венере обнаружено много крупных тектонических структур, подобных марсианским и земным. В приэкваториальной области простирается обширная возвышенность Бета, по-видимому, огромный вулкан щитового типа, сложенный базальтами.
К югу от массива Бета находится другая крупная возвышенность - Феба. На цветных панорамных снимках ее восточной оконечности грунт имеет необычные желто-коричневые оттенки. Но эта окраска - результат проявления поглощающих особенностей венерианской атмосферы, которая пропускает к поверхности планеты только волны солнечной радиации желтого и коричневого диапазонов, а голубой спектр поглощает.
Весь регион Бета- Феба геологи относят к вулканическим провинциям, притом молодого возраста, поскольку они имеют свежую поверхность, еще не затронутую процессом химического выветривания. (Ксанфомалити, 1982).
Достоверных данных о внутреннем строении Венеры пока нет. Но ее большая вулканическая активность в течение всей истории очевидна. В работе Э. И Л. Янг (1978) приводится теоретически обоснованный разрез планеты, из которого ясно , что внутреннее строение Венеры похоже на земное. Предполагается, что планета имеет жидкое ядро, мантию и кору из горных пород. Размеры ядра , так же как толщина мантии и коры , неизвестны.