Nicholas Panagakos
National Aeronautics and Space Administration
Washington, DC
Peter Waller
Ames Research Center
Mountain View, CA
"Venüs’ün kabuğu, Dünya’nın altı büyük ve birkaç küçük levhasına kıyasla, görünüşe göre tek bir dev tektonik levhadan oluşmaktadır."
NASA’nın Pioneer Venus uzay aracı tarafından kapsamlı radar verileri geri gönderilmiş ve böylece bilim insanları ilk kez, bulutlarla örtülü gezegenin neredeyse tamamının haritasını çıkarmış; Everest kadar yüksek dağlar ve derin yarık vadiler de dâhil olmak üzere, kıta ölçeğinde devasa oluşumları tanımlamışlardır.
Pioneer Venus, gezegenin yüzeyinin yüzde 93’ünden fazlasını haritalamıştır. Pioneer’dan önce, Venüs’ün topoğrafyasının yüzde birinden daha azı yer tabanlı radarlarla ölçülmüştü. Venüs’ün yüzeyi, gezegeni sürekli olarak kaplayan bulutlar nedeniyle hiç görülmemiştir.
Veriler, Venüs’ün arazisi ve jeolojisinin, bilinen herhangi bir gezegeninkine hem güçlü benzerlikler hem de büyük farklılıklar gösterdiğini ortaya koymaktadır. Dr. Harold Masursky’ye göre, Venüs’ün yüzeyi, Kuzey Amerika kıtası gibi yerel dramatik yükseltilerle birlikte, genel olarak hafif dalgalıdır. Ancak Dünya’nın okyanusları hesaba katılmadığında, Venüs’ün yükseklik aralığı Dünya’ninkinden biraz daha büyüktür; bu aralık, bu düzeyin 2,9 kilometre (9.500 fit) altından 11,8 kilometre (35.400 fit) üstüne kadar uzanmaktadır.
Venüs’ün Topoğrafyası
Pioneer’ın radar haritalayıcısı, Venüs yüzeyindeki topoğrafik sapmaları 75 derece kuzey enleminden 63 derece güney enlemine kadar ölçmektedir. Bu, gezegen yüzeyinin yüzde 83’ünü kapsar ve her iki kutupta nispeten küçük dairesel bölgeleri dışarıda bırakır.
Topoğrafya için yükseklik ölçümlerinde tipik “ayak izi” boyutu, 100 km aralıklı bir ızgara üzerinde 25’e 50 km’dir.
Venüs’ün yüzeyinin yüzde 60’ı, yüksek ve alçak noktalar arasında yalnızca yaklaşık 1.000 metre (3.000 fit) fark bulunan, nispeten düz ve dalgalı ovalardan oluşur. Gezegeni çevreleyen bu dev ova, gezegenin merkezinden 6.050 km’lik bir yarıçapta yer alır. (Bu 6.050 km yarıçapı, Dünya’daki deniz seviyesine benzer biçimde, bir referans küreyi tanımlar.)
Venüs yüzeyinin yaklaşık yüzde 16’sı, 6.050 km’lik ortalama yarıçapın altında yer alır. Bu tür alçak bölgeler Dünya’da (okyanus havzalarıdır) Venüs’e kıyasla çok daha yaygındır; Dünya yüzeyinin neredeyse üçte ikisini kaplarken, Venüs’te bu oran altıda bir civarındadır.
Arizona, Flagstaff’taki U.S. Geological Survey’den Dr. Harold Masursky; Massachusetts Institute of Technology’den Dr. G. H. Pettengill ve diğerleri tarafından, Journal of Geophysical Research’ün bir Güz sayısı için hazırlanan bir makaleye dayanmaktadır. Dr. Masursky ve Dr. Pettengill, Pioneer Venus radar altimetresi ekibinin üyeleridir.
Yüzeyin kalan yüzde 24’ünün büyük bölümü, ovadan yalnızca birkaç bin fit daha yüksektir. Gezegenin yalnızca yüzde sekizi, Venüs’ün dalgalı ovalarının 10,8 km (35.400 fit) üzerine kadar çıkan maksimum yüksekliklere sahip “gerçek yaylalar”dır. Bu gerçek yaylalar, Dünya’daki benzer alanlara benzeyebilir. Çok hafif kayalardan oluşmuş olabilirler ve bu nedenle diğer oluşumlardan çok daha yüksekte “yüzerler”.
Yayla bölgelerinin en büyüğü Afrika’nın yarısı kadardır. Bu bölgeye Terra Aphrodite adı verilmiştir. Venüs’e ait oluşumlara, Uluslararası Astronomi Birliği’nin Gezegen Adlandırma Çalışma Grubu’nun onayını beklemek üzere, bilim insanları tarafından geçici adlar verilmiştir.
Daha küçük olan yayla bölgesi Terra Ishtar, Amerika Birleşik Devletleri’nin yüzölçümü kadardır. Hem Ishtar hem de Aphrodite engebeli, görünüşe göre kırılmış ve faylanmış yapılardır. Dikkate değer iki başka yayla alanı, iki dev kalkan biçimli volkanın bulunduğu düşünülen Beta Regio ve engebeli, muhtemelen jeolojik olarak eski bir arazi olan Alpha Regio’dur.
Venüs Kabuğu ve Kabuksal Hareketler
Venüs’ün kabuğu, Mars ve Ay’ınkiler kadar kalın değildir; ancak Venüs kabuğunun Dünya’nınkinden daha kalın olduğu görülmektedir—öyle ki, kabuksal hareketlerin ya da levha tektoniğinin çoğunu adeta boğmuştur. Bu kabuğun alt katmanının, daha ağır bazalt türü kayalardan oluştuğu ve tüm gezegeni sardığı anlaşılmaktadır. Bunun üzerinde ise, hafif, granitik türde kıtasal bir kaya tabakası yer alır.
Sovyetler Birliği’nin Venera 8 sondası, Venüs ovalarının bir bölgesindeki kayaların radyoaktivitesinin granitinkine benzediğini bulmuştur. Bu eski, daha hafif kaya tabakası, Venüs’ün toplam yüzeyinin yaklaşık yüzde 84’ünü kaplayan, gezegeni çevreleyen tek bir dev kıta oluşturuyor olabilir. Bu dev Venüs kıtasının üzerinde, daha küçük ama yine de kıta ölçeğinde olan yayla bölgeleri yer almaktadır.
Venüs’ün kabuğu, Dünya’nın altı büyük ve birkaç küçük levhasına kıyasla, görünüşe göre tek bir dev tektonik levhadan oluşmaktadır. Yeni levha malzemesinin sürekli olarak oluşması nedeniyle, Dünya’daki levhalar sürekli genişler ve birbirleriyle sürtünerek hareket eder. Birbirine bitişik levhalar, Hint ve Asya levhalarının çarpışmasında olduğu gibi, birbirlerinin üzerine ve altına zorlanır; bu da Himalayalar’ın yükselmesine neden olmuştur.
Venüs’te yüzeyin yalnızca yaklaşık yüzde 16’sı, Dünya’daki okyanus havzalarına benzer alçak havzalardan oluşur. Erimiş bazaltın yükselerek yeni kabuk oluşturduğu Dünya’daki okyanus ortası sırtlarına benzer yapılara dair hiçbir kanıt yoktur. Dünya’da ise eski kabuk, bir tektonik levhanın bitişik levhanın altına dalmasıyla sıcak iç bölgelere geri taşınır.
Kaliforniya Üniversitesi, Los Angeles’tan Dr. William Kaula’ya göre, Dünya’dan çok daha fazla kabuk geliştirmesi ve yüzdürme gücü yüksek kalın bir üst katman üretmesi sonucunda Venüs, levha tektoniğini bastırmıştır.
Antik Arazi ve Yüksek Platolar
Venüs’ün yüzeyine dağılmış, Mars ve Ay’dakilere benzer çok sayıda ilkel çarpma krateri bulunduğu görülmektedir. Bu kraterlerin çapları 75 km’nin (45 mil) üzerindedir; bu da Pioneer’ın onları gözlemlemesi için yeterince büyüktür. Venüs’ün yüzeyinin (dolayısıyla kabuğunun) büyük bir kısmı antik araziden oluşuyor gibi görünmektedir. Atmosferik ısınma, su kaybı ve kabuk oluşumu, gezegenin tarihinin ilk 1 ila 2 milyar yılı içinde gerçekleşmiş görünmektedir.
Venüs’ün kıta büyüklüğündeki iki yüksek bölgesi olan Ishtar ve Aphrodite, kabuk oluşumunun tektoniği tamamen tıkamasından önceki son levha tektoniği çarpışma bölgelerinin kalıntıları olabilir. Alternatif olarak, Kaliforniya’daki Sierra Nevada sıradağlarını meydana getirenlere benzer yerel yükselme kuvvetlerinin sonucu da olabilirler.
Ishtar Terra
Venüs’teki en yüksek ve en dramatik kıta büyüklüğündeki yüksek bölge, kuzeydeki yüksek alan ya da Ishtar Terra’dır. Birkaç dağ silsilesi taşıyan yüksek bir platodur ve yaklaşık olarak Avustralya ya da Amerika Birleşik Devletleri’nin kıtasal kısmı büyüklüğündedir.
Ishtar’ın batı kısmı (Asur aşk ve savaş tanrıçasının adını taşır) düzgün bir plato gibi görünmektedir. Lakshmi Planum olarak adlandırılır ve deniz seviyesinin yaklaşık 3.300 m (10.000 ft.) üzerindedir. Lakshmi Planum, batıda ve kuzeyde, plato seviyesinin 2.300 ila 3.300 m (7.000 ila 10.000 ft.) üzerine çıkan ve “deniz seviyesinin” 5.700 ila 7.000 m (17.000 ila 20.000 ft.) üstünde yer alan dağlarla çevrilidir.
Batıdaki dağlara geçici olarak Akna Montes, kuzeydeki sıradağa ise Freyja Montes adı verilmiştir. Ishtar platosu, Tibet Platosu kadar yüksektir ancak onun iki katı büyüklüğündedir. Platonun merkezi bölgesi radar görüntülerinde düzgün görünmektedir ve görece genç lavlarla kaplı olabilir. Platonun kenarları boyunca uzanan devasa dik yamaçlar oldukça diktir.
Maxwell Montes
Venüs’te şimdiye kadar bulunan en yüksek nokta, Everest’ten daha yüksek bir dağ kütlesi olan Maxwell Montes olarak adlandırılmıştır. Bu devasa yükselmiş arazi alanı, Ishtar Terra yüksek bölgelerinin tamamının doğu ucunu kaplar. En yüksek noktası, “deniz seviyesinin” 11.800 m (35.300 ft.) ve bitişik Lakshmi ovasının 9.000 m (27.000 ft.) üzerindedir.
Kütlenin en yüksek kısımları kuzeybatı–güneydoğu doğrultusunda uzanır; daha alçak uzantılar hem doğuya hem de batıya doğru yayılır. Hem Dünya’dan hem de Pioneer’dan yapılan gözlemler, dağlık bölgenin gezegenin en engebeli kısmı olduğunu göstermektedir; batısındaki düzgün platodan aniden değişen, karmaşık bir arazi söz konusudur. Bu yapının parlaklığı, Venüs’ün bu Everest’inin dik yamaçlarının 10 cm’den (2,5 inç) büyük kayalarla kaplı olduğunu göstermektedir.
Maxwell’in doğu yamacında Pioneer verileri, çapı 100 km (60 mil) olan ve 1.000 m’den (3.000 ft.) daha derin dairesel bir koyu yapı göstermektedir. Bu bir volkanik krater olabilir. Maxwell’in doğusunda, 100 derece boylam boyunca uzanan; çok sayıda kapalı havzayı içeren, sırtlar ve çöküntülerden oluşan karmaşık bir topografya yer alır.
Aphrodite Terra
Venüs’teki en büyük kıta büyüklüğündeki yüksek bölgeye geçici olarak Aphrodite adı verilmiştir. Afrika’nın kuzey yarısı kadar büyüktür ve aralarında nispeten daha alçak bir bölge bulunan iki dağlık alandan oluşur. Venüs’ün ekvatoru üzerinde neredeyse tam olarak yer alan Aphrodite Terra, doğu–batı doğrultusunda yaklaşık 9.600 km (6.000 mil) boyunca uzanır.
Yüksek dağlar taşıyan nispeten düz bir plato olan Ishtar’ın aksine, Aphrodite yüksek bölgesi gezegenin ortalama yüzeyinin üzerine farklı yüksekliklerde yükselir. Batıdaki dağlık alan, çevresindeki arazinin 8.000 m (23.000 ft.) ve Venüs’ün ortalama yüzeyinin 9.000 m (26.000 ft.) üzerine çıkar. Aphrodite’nin doğu dağları ise çevredeki arazinin 3.300 m (10.000 ft.) ve ortalama yüzeyin 4.300 m (13.000 ft.) üzerine yükselir.
Ishtar’da olduğu gibi, Aphrodite dağlarının arazisi de oldukça engebeli görünmektedir. Aphrodite, yükselmiş platolar ya da volkanik dağlar içermiyor gibi göründüğünden, Aphrodite Terra Ishtar’dan daha eski ve daha fazla aşınmış olabilir.
Beta Regio
Venüs’te yaklaşık 30 derece kuzey enleminde yer alan Beta Regio, görünüşe göre Hawaii–Midway zincirinden daha büyük iki dev kalkan biçimli volkandan oluşmaktadır. Beta Regio’nun, 40 derece kuzey enleminden 50 derece güney enlemine kadar kuzey–güney doğrultusunda uzanan bir fay hattı üzerinde yer aldığı anlaşılmaktadır.
Bu uzun fay zonu, Beta Regio’nun güneyinde yer alan ve volkanik olabilecek birkaç başka yüksek bölgeyi birbirine bağlar. Yüzeyi düzgün ve çok geniş tabanlı Hawaii volkanları şeklinde olan, bitişik iki dev dağ, kuzey–güney doğrultusunda yaklaşık 2.100 km (1.300 mil) mesafeyi kaplar.
Görünümlerinin yanı sıra, Beta’daki ikiz dağları oluşturan kayalar bazaltik görünmektedir ve dolayısıyla büyük olasılıkla volkanik kökenlidir. (Sovyet uzay araçları Venera 9 ve 10, Beta’nın hemen doğusuna inmiş ve buradaki kayaların, bazaltlara benzer radyoaktif element yoğunluklarına sahip olduğunu bulmuştur.)
Beta bölgesini oluşturan iki kalkan biçimli dağa Theia Mons (kuzeydeki dağ) ve Rhea Mons (güneydeki dağ) adları verilmiştir. Her ikisi de Venüs’ün gezegen çapında uzanan ovalarından yükselir ve her biri ovanın, yani Venüs’ün ortalama yüzeyinin yaklaşık 4.000 m (13.000 ft.) üzerindedir.
Alpha Regio
Venüs’teki dördüncü önemli yüksek bölge, Venüs’ün büyük ovasının yaklaşık 1.800 m (6.000 ft.) üzerinde yer alan engebeli bir alan olan Alpha Regio’dur. Alpha Regio, ekvatorun yaklaşık 25 derece güneyinde ve Aphrodite’nin 6.400 km (4.000 mil) batısındadır.
Radar görüntüleri, tüm yapı boyunca uzanan paralel kırıklarla son derece engebeli bir araziye sahip olduğunu göstermektedir. Eski ve yeni jeolojik biçimleri birleştiriyor olabilir ve Amerika Birleşik Devletleri’nin batısındaki havza-ve-sıradağ yapısına benzemektedir.
Venüs’ün Büyük Ovası
Belirtildiği gibi, nispeten düz ve dalgalı bir ova Venüs’ün yüzeyinin yüzde 60’ını kaplar. Radar görüntüleri, bu dalgalı ovada, ortasında parlak noktalar bulunan çok sayıda dairesel koyu yapı göstermektedir.
Çapları 400 ila 600 km (250 ila 320 mil) olan bu görünür kraterlerin derinlikleri tipik olarak yalnızca 200 ila 700 m (650 ila 2.300 ft.) kadardır. Parlak merkezi alanlar, çarpma kraterlerine özgü merkezi tepeler olabilir.
Bu görünür kraterlerin çok küçük derinlikleri ve Ay ile Mars’a kıyasla çok büyük çapları, Jüpiter’in gezegen büyüklüğündeki uydularında bulunanlara benzer bir “yüzey geri sıçraması” ile açıklanabilir. Görünüşte yaygın olan kraterleşme, Venüs’ün yoğun biçimde kraterli antik kabuğunun gezegenin büyük bir bölümünde korunduğunu düşündürmektedir.
Alçak Bölgeler
Venüs’te şimdiye kadar bulunan en büyük alçak alan, Ishtar’ın batısında, 70 derece kuzey enleminde merkezlenmiştir. En derin noktasında bu büyük havza, Venüs’ün büyük ova bölgesinin yaklaşık 3.000 m (9.000 ft.) altındadır. Gezegen üzerindeki diğer alçak alanlar gibi, bu bölge de düzgündür ve büyük krater biçimlerinden yoksundur.
Dünya’daki okyanus havzaları gibi, jeolojik olarak görece genç olabilir ve bazaltik lav akışlarıyla dolmuş olabilir. Kuzey Atlas Okyanusu havzasıyla yaklaşık aynı büyüklüktedir.
Gezegendeki en alçak nokta, Aphrodite’nin hemen doğusundaki yarık vadide yer alıyor gibi görünmektedir; bu nokta, Venüs’ün ortalama yüzeyinin yaklaşık 2,9 km (9.500 ft.) altında olup kuzey yarımküre havzasından biraz daha alçaktır.
Bu hendek, Ölü Deniz yarığından daha derindir, ancak batı Pasifik’teki Mariana Çukuru’nun derinliğinin yalnızca beşte biri kadardır. Mars’taki büyük kanyon olan Vallis Marineris ile yaklaşık aynı derinliğe sahiptir.
Venüs’te görünüşe göre levha tektoniği bulunmamasına rağmen, Aphrodite’nin doğusundaki bu yarık vadi ve ona paralel olan bir diğeri, Dünya’daki tektonik yarıklara benzemektedir. Dünya’da, bu yarıklarda yeni kaya malzemesi erimiş iç kısımlardan yukarı doğru yükselir.
Genel olarak, Aphrodite’nin doğusundaki karmaşık bölge, yüksek sırtlar ve vadilerle karakterize edilir. Ishtar’ın doğusunda da benzer bir bölge bulunmaktadır.