金星地質

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金星表面的雷達影像,影像中心是東經180度

金星的表面有許多讓人驚訝的地表特徵。今日對金星表面所知道的知識大多來自於1990年8月16日至1994年9月完成6次環繞金星的麥哲倫號金星探測器;該探測器總共測繪了98%的金星表面,且有22%是可使用3D眼鏡觀看的立體影像。

金星表面被濃密的大氣層覆蓋,並且有火山曾經激烈活動的證據。金星上的盾狀火山複式火山和地球相似。

相對於月球火星和水星,金星表面甚少小型撞擊坑。這很可能是因為金星的濃密大氣層將較小的流星燒光。金星的中型到大型撞擊坑比小型撞擊坑多,但數量仍不如月球和水星。

在金星上還有一些特殊的地表特徵,其中包含冕狀物(Corona,因為外表像帽子)、鑲嵌地塊(Tesserae,指高度變形的大範圍區域,可見到二維或三維地形摺曲和破碎地形,一般認為只在金星發現)、蛛網膜地形(Arachnoid,類似蜘蛛網)。並有發現長熔岩河,以及風蝕作用和板塊運動造成金星表面現在複雜地形的證據。

雖然金星是最接近地球的行星(和地球下合時距離僅約4000萬公里左右),而且和地球體積相近;但至今沒有一個探測器可在金星表面工作數小時以上,這是因為金星的大氣壓力是地球的 90 倍。而金星表面的溫度大約是 450°C。最可能原因是因為金星大氣層大量二氧化碳 (96.5%)造成的溫室效應

以紫外線探測金星可看到在赤道附近有 Y 形的雲系統形成,代表赤道上空的大氣環流每四天就可環繞金星一週,所以風速可高達 500 km/h 。這種高速風存在於高空,但在金星表面附近的大氣層則相當平靜,且多數金星影像中甚少風蝕的證據。

麥哲倫號探測之前的金星表面知識[编辑]

在月球之後,金星是第二個在地球上使用雷達觀測的太陽系天體。對金星的首次雷達達觀測是1961年使用NASA深空网络中的金石深空通訊體系(Goldstone Deep Space Communications Complex)。在連續的下合中使用金石深空通訊體系和阿雷西博天文台對金星持續觀測;這些研究確定了早期金星通過子午圈時進行量測的結果,在1963年確定金星的自轉是逆行的(金星繞太陽公轉方向和本身自轉方向相反)。雷達觀測也讓天文學家知道金星自轉週期是 243.1 個地球日,其自轉軸和軌道平面幾乎垂直。同時也確定了金星的半徑是 6,052 公里,比之前使用地面光學望遠鏡量測最好的結果少了 70 公里。

因為對金星表面地質特徵的興趣所刺激,在1970年至1985年之間雷達成像技術快速進步。早期的雷達影像顯示金星表面的土壤比月球緊密。首次從地球觀測到的雷達影像顯示非常亮的高地(雷達訊號高度反射),被命名為α區(Alpha Regio)、β區(Beta Regio)和麥克斯韋山脈(Maxwell Montes)。雷達技術的進步使影像解析度達到 1-2 公里。

太空探索的時代來臨以後,金星被考慮成為下一個登陸探測登陸地點。每19個月就會有一次探測器前往金星的發射窗口,自1962到1985年每次發射窗口都發射了探測器前往金星。

1962年水手2號首次飛掠金星,是第一個到達其他行星的人造物體。1965年金星3號雖然墜毀在金星表面,仍成為首個登陸其他星球的太空探測器。1967年金星4號成為首個傳送金星大氣層內部資料的探測器,同年水手5號則量測了金星的磁場。最後在1970年金星7號進行了首次可控制的登陸金星。1974年水手10號在前往水星路上飛掠過金星並拍攝了金星雲層的紫外線照片,發現了金星大氣層中極為高速的風。

1975年金星9號传送了首張金星表面的照片,並在登陸地點以伽马射线觀測附近的岩石。同年稍後的金星10號則傳送了更多金星表面照片。

1978年先驅者12號(也被稱為先驅者金星1號或先驅者金星軌道器)環繞金星並首次傳送金星北緯 63 度到 78 度的高度與重力場圖。

同年,先驅者金星2號發射四個探測器進入金星的大氣層以測定金星大氣。結合該次任務和先前的資料,確定金星表面溫度約 460°C,而金星表面的大氣壓是地球大氣壓的 90 倍,確定了之前地球上雷達的觀測。

1982年蘇聯的金星13號傳送了首張金星表面的彩色影像,並使用X射线荧光光谱仪分析了土壤樣本。該探測器在金星惡劣環境中操作了 127 分鐘。同年金星14號登陸艇偵測到金星表面有疑似地震活動。

1983年金星15號金星16號传送大量金星北半球的雷達資料和高程資料。這是首次在金星使用合成孔徑雷達。影像解析度是 1 到 2 公里。金星計劃的雷達資料解析度是先驅者金星計劃的 4 倍。金星15號和16號傳回的雷達資料解析度遠比地面雷達資料高,以杜卜勒成像方式顯示了先前看不到的地表紋理和地貌。探測器以高度偏心極軌道繞行,從金星北極到北緯 30 每 16 分鐘環繞一次。其餘週期 24 小時的軌道可傳送 8 Mb 的資料。金星每24小時公轉 1.48 度,使探測任務在1983年11月11日到1984年7月10日之間可觀測完整的金星極區。這些無線電全息影像會由位在莫斯科的俄羅斯科學院無線電工程與電子學研究所內的 SIMD 數學協處理器收集並處理成條帶狀影像與繪製成地圖。

大多數金星地貌的基礎影像是由金星15號和16號的雷達資料建立。蘇聯地質學家發現,之前被認為是撞擊坑的地質特徵實際上是不尋常的火山特徵。金星上的冕狀物、蛛網膜地形、鑲嵌地塊和真正的撞擊坑都是首次被發現。並未發現金星表面有板塊運動的證據,直到麥哲倫號以前蘇聯科學家和美國科學家爭論是否有板塊邊界的地表特徵被遺漏。金星表面撞擊坑不多也顯示金星表面極為年輕,約僅1億年。這表示金星強烈的火山活動造成了地表的更新。

1985年當哈雷彗星引起大眾的興奮時,蘇聯發射維加計劃的兩艘探測器到金星。維加1號維加2號都攜帶了一個帶有儀器的氦氣球探測距離金星表面 50 公里高的大氣層,讓科學家可以探測金星大氣層中最活躍部分的大氣動力狀況。

麥哲倫號對金星地質的探測[编辑]

通过麦哲伦号雷达资料建立的金星艾斯特拉區(Eistla Regio)三维模拟图。前面是库尼茨撞击坑,背景远处是牛拉山

1989年5月4日麥哲倫號亞特蘭提斯號太空梭發射。同年8月10日到達金星並開始使用雷達進行金星探測。每天可環繞金星 7.3 次,每次可繪製寬 17-28 公里寬,70000 公里長的條狀影像。1800 個條狀影像可繪製出金星整個表面。

金星的第一個影像在1990年8月16日被接收到,而例行的地形測繪則開始於同年9月15日。第一輪測繪循環 (Cycle 1) 持續了 243 個地球日;這也是金星自轉週期。Cycle 1 在1991年5月15日成功完成,繪製了 84% 的金星表面地圖。

Cycle 2 在這之後立即開始進行,直到1992年1月15日。在每次循環中探測器都以不同角度傾斜取得不同的視角以產生立體影像,讓科學家可製作出金星表面的立體地形圖,該技術就是所謂的合成孔徑雷達

Cycle 3 原訂完成於1992年9月14日,但因為儀器問題提前一日結束。整體而言雷達資料覆蓋了金星表面 98% 的面積,有 22% 的面積是立體影像。麥哲倫號資料的金星表面影像空前清晰,且覆蓋極廣,至今尚未被超越。

Cycles 4, 5 和 6 則是進行金星表面重力探測。麥哲倫號以氣阻減速方式儘可能降低軌道高度,最低高度距離表面只有 180 公里。Cycle 6 結束時麥哲倫號的軌道衰減更多,進入了金星大氣層外緣。在進行最後實驗之後,麥哲倫號於1994年10月11日結束任務並脫離軌道進入金星大氣層燒毀。

地形[编辑]

先驱者金星计划資料繪製的金星地形圖

隨著望遠鏡的發明,就能以光學方式觀測金星,儘管很快就發現金星表面被濃厚雲層覆蓋。1643年弗朗切斯科·封塔纳(Francesco Fontana)是最早宣稱看到金星雲層中有黑色痕跡的天文學家之一,有些科學家甚至說可經由雲層的洞看到金星部分表面。科學家也宣成看到金星盤面一些亮點,可能是某些山的山頂已高過雲層。這類觀測最有名的是與威廉·赫歇爾合作的一位知名觀測天文學家約翰·希羅尼穆斯·施羅特(Johann Hieronymus Schröter)報告,自1789年開始有一個圓形明亮的觀點接近金星晨昏圈的南方,這被認為是一個高約 43 公里的高山反射的陽光。赫歇爾駁斥這觀測結果,並認為這是施羅特的望遠鏡有缺陷。許多其他觀測者也宣稱看到在金星的晨昏圈有不規則物體,這些爭議直到20世紀科學家使用可穿透雲層的雷達觀測後,確定沒有如此巨大的山存在[1]

金星的表面相對地球較為平坦,已有93%的表面由先鋒號金星計畫的資料繪製成地形圖,科學家發現從金星最低處到最高處的高程差約 13 公里;而地球從洋底盆地喜馬拉雅山脈的高程差約20公里。

根據先驅者金星計畫的高度資料,51%表面的高程比平均半徑約6052公里高約500公尺,只有2%表面高程超過平均半徑2公里。

麥哲倫號的高度量測證實了金星的主要地表特徵。根據麥哲倫號資料,80%的表面高度比金星平均半徑高約1公里。金星最主要的隆起是在吉祥天高原(Lakshmi Planum)周圍的山脈:高11公里的麥克斯韋山脈(Maxwell Montes)、7公里的阿克娜山脈(Akna Montes)、和7公里的弗蕾亞山脈(Freya Montes)。雖然金星表面相對平坦,仍發現了不少大規模的傾斜平原。像是麥克斯韋山脈西南側的傾斜平原傾斜角可達 45°。達努山脈(Danu Montes)和泰美斯區(Themis Regio)的傾斜平原則達到傾角 30°。

金星表面大約 75% 是裸露岩石。

基於先驅者金星計畫的高程資料和麥哲倫號的進一步確認,金星表面地形可分為三大部分:高地、沉積平原和低地。

高地[编辑]

金星表面約 10% 是高程 2 公里以上的高地。 金星最主要的高地區域是阿佛洛狄忒高地(Aphrodite Terra)、伊师塔高地(Ishtar Terra)和拉达高地(Lada Terra);以及地質區域貝塔区(Beta Regio)、福柏区(Phoebe Regio)和忒弥斯区(Themis Regio)。次要的高地群則有阿爾法區貝爾區(Bell Regio)、艾斯特拉区(Eistla Regio)和忒梯斯区(Tethus Regio)。

沉積平原[编辑]

沉積平原的平均高程約 0 到 2 公里,佔金星表面一半以上面積,主要有:埃巴尔钦平原、艾诺平原、阿赫塔玛尔平原、阿尔玛-墨尔根平原、阿塔兰特平原、阿乌德拉平原、比列吉尼亚平原、泽拉萨平原、丰努哈平原、加尼基平原、圭尼维尔平原、贡达平原、海伦平原、赫那莫阿平原、伊玛普伊努阿平原、卡内克伊平原、克维勒平原、拉伊姆多塔平原、拉维尼亚平原、勒达平原、莉布丝平原、约罗娜平原、洛乌希平原、洛瓦纳平原、摩加佐平原、纳芙卡平原、尼俄柏平原、恩索墨卡平原、努普塔蒂平原、鲁萨尔卡平原、赛德娜平原雪姑娘平原、索戈伦平原、塔赫米娜平原、提莉-汉乌姆平原、提娜廷平原、温迪纳平原、维拉莫平原、维玛拉平原、哇哇拉格平原、吉别克平原。

低地[编辑]

金星表面其他部分是低地,高程在 0 公里以下。雷達反射資料顯示在公分等級之下這些區域是平坦的,這是夷平作用(gradation,指從高地侵蝕出來的細顆粒物質在低地沉積)的結果。

撞擊坑[编辑]

地球上的雷达探测发现了金星部分地形模式类似撞击坑;而金星15号金星16号确认了约150个可能的撞击坑。接着麦哲伦号对金星全球探测更确定了接近900个撞击坑。

1996年2月7日美国航空航天局麦哲伦金星探测器拍摄的阿迪瓦尔(Adivar)撞击坑照片。

计算表面撞击坑的数量是预测一颗行星表面年龄的方式。随着时间的推移,太阳系中的天体撞击机率是随机的,所以表面撞击坑越多代表年龄越久遠远。与水星和月球相比,金星表面的撞击坑相当少。部分原因是因为金星浓厚的大气层将较小的陨石在撞击表面前烧完。金星计划和麦哲伦号的资料都发现很少直径小于30公里的撞击坑,而麦哲伦号更进一步显示没有小于直径2公里的撞击坑。但是大型撞麦哲伦坑相对也较少,而且撞击麦哲伦坑相对年轻,且极少被熔岩填滿。这代表这些撞击坑所形成时间是在该区域火山活动停止后,而且雷达资料显示这些撞击坑表面粗糙且没有足够的时间侵蚀殆尽。

在月球等比较古老的天体,计算撞击坑数量可以用来决定表面不同区域的年龄。月球表面较古老的高地的撞击坑较多。金星表面撞击坑並不多,造成分析上的困难;但是金星表面的地质特征是完全地随机分布,这暗示金星整个表面大致上年龄都相同,或至少相当大的区域平均年龄差异很小。

將所有資料一起分析,所有證據顯示金星的表面相當年輕。撞擊坑的分布看起來是非常符合地表幾乎完全更新的模型。之後的極端強烈活動減少,發生率下降和撞擊坑數量開始累積,只有輕微的地表改變和更新持續至今。 金星的年輕表面都在同一時間形成的狀況和其他類地行星相比是相當不同的。

全球性地表更新事件[编辑]

一般假設3億到5億年前金星曾經歷一次全球性的地表更新,但並沒有過一塊金星上的岩石被進行定年過。雖然可能有些學說認為是金星的地殼整個沉入地函,但更合理的假設是大量熔岩流持續數千年到數百萬年。

一個可能的解釋是這個事件是金星的循環一部份。在地球,板塊運動允許地函的熱散到地表;但是金星並沒有板塊運動的證據,所以這理論內容是金星內部增溫(因為放射性元素衰變)直到地函的物質溫度高到足以衝上表面。接下來的地表更新事件則是熔岩覆蓋了金星大部分的表面,直到地函溫度下降到一定程度後重新開始這過程。

另外有其他金星的特性可以幫助解釋這個理論。金星缺乏磁場一直是個謎,因為金星的體積相當接近地球,而且推測其組成物質也相當接近。然而這可以用其核心尚未散失熱能來解釋。此外,金星大氣層中的比值比地球大氣層或彗星的要高。大氣逃逸的過程是氫和氘極少數不一樣的地方。極高的比值代表在太陽系形成初期,金星大氣層中曾有大量的水存在;而且巨大的火山爆發可能是放出大量的水(也會釋放出其他的成分,例如造成金星硫酸雲的硫)。

關於金星表面全球性的更新假說必須要有更多證據來印證;但有數個不同的證據是支持該假說。不過現在仍難以解釋金星的撞擊坑分布型態。

火山[编辑]

電腦繪製的金星阿爾法區上的薄餅狀穹丘(Pancake Dome)透視圖
金星表面的蛛網膜地形

金星的表面主要是火山地形。雖然金星看起來與地球相似,但在地球上相當活躍的板塊構造運動在金星是不存在的。金星表面有 80% 是火山熔岩組成的平原拼接而成,並散佈著一百多個大型盾狀火山和數百個小型火山以及火山地形結構,例如冕狀物。這些地質特徵相信幾乎只在金星上被發現:巨大的環狀結構橫跨約 100-300 公里,且高度超過金星表面數百公尺;目前只有天王星的衛星天衛五的表面有發現這樣的地質特徵。形成機制相信是因為地函的對流熱柱上升時推動地殼,在表面形成穹丘,之後因為熔岩冷卻並從側面流失,造成穹丘中心向內塌陷,產生了形狀類似皇冠的冕狀物(Corona)。

在火山沉積物中可以看出其差異。在許多狀況下,火山活動有一個固定的來源,其沉積物是在鄰近區域被找到。這類的火山活動被稱為「集中性火山作用」(Centralized volcanism);所形成的火山和其他地質特徵形成了特殊的區域。第二種火山活動並非放射狀或集中性的;洪流玄武岩(Flood basalt)覆蓋了大片區域,類似地球上的德干暗色岩。不同性質的噴發會造成各種熔岩流模式。

金星上有大量直徑小於20公里的火山,其數量可能從數千到高達數百萬。許多金星上的火山看起來像被壓平的穹丘或者是薄煎餅,其形成機制被認為類似地球上的盾狀火山。這些薄餅狀穹丘型的火山直徑可達到15公里,高度約1公里。在金星表面的地盾區域可以發現數百個這類型的火山。

地球上的火山主要可分為兩種形式:盾狀火山複式火山。盾狀火山,例如夏威夷的火山,是從地球深處稱為熱點的區域將岩漿噴出。盾狀火山的熔岩流動性較高,並且容許氣體散逸。複式火山,例如圣海伦斯火山皮纳图博火山,的形成則和板塊構造運動有關。這類火山形成區域會發生一個板塊的海洋地殼隱沒帶進入另一個板塊的下方;同時也會將一部分海水帶往地殼之下,產生黏度較高的熔岩,限制了氣體的散逸,因此複式火山的暴發比盾狀火山強烈。

金星沒有板塊運動或海水,所以其上的火山都是盾狀火山。儘管如此,金星上的火山型態仍舊和地球不同。地球上的盾狀火山寬度約數十公里,高度可達十公里;如果冒纳凯阿火山的高度是以海床為基準測量。金星的盾狀火山可到達數百公里寬,但較平坦,平均高度約1.5公里。

金星艾斯特拉区二个薄饼狀穹丘65 km (40 英里)宽(高度低于1 km (0.62 英里))雷达拼图.

金星的熔岩穹丘(常被稱為薄餅狀穹丘)經常比地球上相同的地形大10到100倍。這些地型通常和冕狀物以及鑲嵌地形一起出現。一般認為其形成是噴出的高濃度富含二氧化矽熔岩噴出後因為金星的極高大氣壓力而形成。貝狀邊緣穹丘(scalloped margin dome,常被稱為「蝨子」,因為其外表看起來有很多「腿」)被認為是因為曾經歷過在邊緣發生山崩等值量流失造成的。有些碎塊沉積物分散在這類穹丘周圍。

其他金星表面的獨特地質特徵有「新星」(Nova,指岩脈地塹造成的放射狀結構)和蛛網膜地形。新星的行程是因為大量岩漿湧到今星表面形成會高度反射雷達訊號的輻射狀山脊和溝渠。岩脈在中心點,也是岩漿湧出的地方形成對稱的結構,這些結構也可能會因為岩漿庫的塌陷造成下陷結構。

蛛網膜地形則是因為類似蜘蛛的網,主要是數個同心的卵狀結構被一個複雜的放射狀結構環繞,類似新星。目前被認為是蛛網膜地形的區域總共有250個,尚不清楚其形成是相同或不同地質過程的結果。

板塊運動[编辑]

儘管金星看起來並沒有板塊,金星的表面仍有不少特徵是和板塊運動有關;例如斷層褶皱运动、火山、大規模的山和裂谷,在地球上這些都是由浮動在熔融的內部結構上的板塊造成。

金星上火山的活動造成了一系列的褶皺山脈、裂谷和稱為鑲嵌地塊(Tesserae,來自希臘語的「地磚」)的地形。鑲嵌地塊是長期以來壓力和張力造成的變形作用結果。

和地球不同的是,金星的地質變形作用力是直接來自於地函。重力研究發現金星缺乏可以讓板塊在上面浮動的低黏度軟流圈。金星缺乏軟流圈也許可以解釋金星表面的變形作用是由對流所主導。

金星表面的板塊便行有多種不同規模,最小的是線形節理或斷層。大多數狀況下金星的斷層是平行線結構。類似月球和火星上小而不連續的山峰也可被找到。張性板塊活動會出現正斷層,就是某一區域的地殼相對於其他圍繞的區域是下沉的區域。雷達影像顯示這些種類的變形集中在金星赤道和南半球高緯度區。這些帶狀區域寬約數百公里,並且看起來互相連結,可分佈在整個金星上,形成一個和金星火山分佈相關的全球性系統。

金星上裂谷的形成則是因為岩石圈的擴張,而且是大群的下陷地形,下陷深度約數十到數百公尺,並且長度可延伸到1000公里左右。金星的裂谷形成大多與火山抬升形成穹丘有關,例如貝塔區雅特拉区(Atla Regio)、和艾斯特拉區的西部。這些高地看起來是巨大的地函熱柱(Mantle Plume,岩漿上升流)上升的結果,會造成地表上升、破裂、形成斷層和火山活動

金星上最高的山脈是位於伊师塔高地麥克斯韋山脈,是壓縮、伸張和側向位移造成的。在金星低地發現的另一種形式的地形特徵則是由比金星表面高數公里的「山脊帶」組成的特徵,寬約數百公里,長度可達數千公里。主要集中在金星南極附近的拉維妮亞平原(Lavinia Planitia)和金星北極的阿塔蘭特平原(Atalanta Planitia)。

鑲嵌地塊主要形成於阿佛洛狄忒高地阿爾法區忒梯斯区(Tellus Regio)和伊師塔地的東半部(福爾圖娜鑲嵌地,Fortuna Tessera)。這些區域可以看到不同地質單元之間的地塹互相交叉或重疊,代表這些區域是金星表面年代最古老的區域。鑲嵌地形一度被認為和板塊運動有關,與地球上的大陸類似;實際上這可能是大量玄武岩質熔岩流形成的大平原經歷強烈的構造斷裂作用的結果[2]

磁場與金星結構[编辑]

金星結構

金星地殼的厚度大約是 50公里,由矽酸鹽礦物組成;地函厚度約 3000公里,組成成分仍未知。因為金星是類地行星,因此一般假設金星有一個成分以鐵和鎳為主的半固體核心,半徑約 3000公里。

先驅者金星計劃探測資料中發現金星沒有明顯的磁場。行星的磁場是在行星的核心中以相同於發電機的機制產生。行星要產生磁場,核心必須是可導電的流體進行轉動並對流。金星一般被認為有可導電的核心;而且即使金星自轉週期非常長(243.7個地球日),電腦模擬發現這已足夠產生磁場 (Stevenson 2003)。這表示金星的核心缺少對流運動。當核心內部和外部溫差很大時就會產生對流,但既然金星沒有板塊構造運動釋放熱能,這可能是造成金星沒有內核的原因,或者其核心目前並未冷卻。

熔岩流和渠道[编辑]

始发于阿妈娲录火山口(Ammavaru caldera)的熔岩流(图像外300公里),从它的左脊流出,聚集在它的右侧.
金星賽德娜平原(Sedna Planitia)的網狀熔岩渠道,寬2公里。

金星的熔岩流長度經常是遠超過地球上的,可達數百公里長和數十公里寬。至今仍不了解為什麼這些熔岩區或「葉狀流」會有如此規模,但比較可信的說法是這是大規模玄武岩質、黏性低的熔岩大量流出形成大規模的平坦平原[2]

地球上的玄武岩質熔岩有兩種形式:阿ㄚ熔岩(ʻAʻa) 和繩狀熔岩 (Pāhoehoe)。阿ㄚ熔岩的特徵是許多破碎的岩漿塊(塊熔岩,Clinker)形成的粗糙外表。繩狀熔岩則是枕頭狀或繩狀外觀,其粗糙表面對雷達訊號高度反射,可用以區分阿ㄚ熔岩和繩狀熔岩。這些變化也可反映熔岩年齡和保存狀況的不同。渠道和熔岩管(Lava tube,當穹丘形成時渠道會冷卻)在金星上很常見。兩位澳洲卧龙岗大学的行星天文學家 Graeme Melville 和 Bill Zealey 以 NASA 的資料研究這些熔岩管後認為這些熔岩管遍佈於整個金星,而且體積最大可達到地球熔岩管的十倍。Melville 和 Zealey 認為金星這些巨大的熔岩管 (數十公尺寬和長度數百公里)也許可以用金星表面的高溫和高流動性熔岩來解釋,並且使熔岩緩慢冷卻。

在金星的大部分區域發現的熔岩流都和火山有關。很多區域都以火山為中心,環繞著高流動性的熔岩流。這些熔岩流也和分裂的撞擊坑、密集分佈的火山穹丘、火山錐、火山井、火山溝等有關聯。

在麥哲倫號的觀測資料中辨識了超過 200 個渠道和複雜的峽谷結構。金星上的渠道可分為單一、複雜和複合結構。單一渠道就是只有一條長峽谷的結構。這類峽谷包含類似在月球上的「溪流」,和一種稱為「Canali」的新類型結構,這是長而獨特的峽谷,在整個路徑上都保持一定的寬度。金星上發現最長的渠道稱為巴爾提斯峽谷(Baltis Vallis),長度約 6,800 公里,相當於地球周長的六分之一。

金星表面的複雜渠道除了成網狀分布外還包含了交織(Anastomosis)的網狀結構。這種渠道可和一定數量的撞擊坑和重要的,與主要熔岩流區域相關的熔岩平原一起觀測到。複合渠道則是單一和複雜結構渠道所組成。金星上最大的這些渠道都是交織成網狀的結構,並且是金星表面上的小山丘坡度變緩,類似在火星上所見山丘。

雖然金星上這些渠道的形狀很可能是流體侵蝕造成,但並無證據顯示這些渠道是被水侵蝕造成。事實上,沒有任何金星在最近六億年曾經有過液態水存在於表面的證據。而最主要的理論認為這是熔岩造成的熱侵蝕;其他可能的假設包含因為熱流體侵蝕和隕石撞擊時噴發物造成。

地表地質作用[编辑]

水在金星表面幾乎不存在,因此除了熔岩流造成的熱侵蝕以外金星的侵蝕作用只有金星大氣層和表面的交互作用。這些交互作用可在突出於金星表面的撞擊坑噴出物發現。因為隕石撞擊噴出的物質會被帶到金星的高層大氣,並會被帶往西方。當這些物質在金星表面沉積時會形成拋物線狀的地貌。這些種類的沉積物可以在多種地質特徵或岩漿流頂部形成;因此這些沉積物是金星表面最年輕的結構。麥哲倫號的資料中發現超過60個拋物線狀的沉積物區域和撞擊坑的形成有關。

從金星表面噴出的物質如果被風搬運,就會以一定的速度改變金星表面的地貌;根據俄國金星計劃(Venera)的探測,風速大約是 1 m/s。因為金星低層大氣的密度,如此風速已經相當足以造成金星表面的侵蝕和搬運細顆粒物質。被噴出物沉積層覆蓋的區域可能可以找到風線、沙丘和雅丹地貌。風線是當風吹起撞及噴發物和火山灰後沉積在某些阻礙這些物質運動的地形,例如穹丘,頂部。因此,穹丘的背風側暴露在會把穹丘表面頂部移除的小顆粒砂石的撞擊之下。這樣的過程會將底部不同粗糙程度的物質暴露,而這區域的雷達影像和沉積物覆蓋區域的特徵會明顯不同。

金星表面的沙丘是由細顆粒的沙沉積而成,形狀是波浪狀。風夾帶的物質侵蝕地表易碎的沉積物並產生深的溝紋時,就形成雅丹地貌

與撞擊坑有關的線形風軌跡是指向赤道的方向。這個趨勢代表在金星赤道和中緯度區域之間有一個哈德里環流圈系統。麥哲倫號雷達資料確認有一道強力的風在金星高層大氣由西向東運動,以及金星表面的經向風。

金星表面的撞擊坑年齡都是數億年,並從雷達資料可以看到溶岩流覆蓋其上。從雷達反射資料發現被最新熔岩流覆蓋的最早的熔岩流中顯示了不同的反射強度。最古老的熔岩流其雷達反射訊號強度比周圍的平原要低。麥哲倫號資料顯示最近的熔岩流相當類似阿ㄚ熔岩(ʻAʻa) 和繩狀熔岩 (Pāhoehoe)。但是最古老的熔岩流在影像資料中較暗,看起來類似地球上遭受到隕石撞擊的乾燥區域的沉積物。

金星表面古老熔岩流的化學和機械侵蝕是由金星表面和金星大氣層中的二氧化碳二氧化硫反應造成(細節請參考碳酸鹽-矽酸鹽循環,Carbonate-silicate cycle)。這兩種氣體是金星含量最多和第三多的氣體 ;另外含量第二多的是低活性的。可能的反應包含矽酸鹽被二氧化碳侵蝕時產生碳酸鹽和石英,而矽酸鹽被二氧化硫侵蝕時則產生無水硫酸鈣和二氧化碳。

麦哲伦雷达成像图中的拉克西米高原(左)和麦克斯韦山脉(右)。 右边覆盖着高亮的"雪",高出邻近黑色熔岩流平原达5公里。 .[3]

金星雷達影像中其中一個讓人引起興趣的特性是在金星高緯度區域雷達訊號反射減少,並顯示其最低值是低於金星半徑 6054 公里。這個改變和金星高緯度的輻射減少和溫度相關。

對於金星許多特殊的地表特徵有多個假設提出以解釋。其中一個是金星表面的鬆軟地表包含能有效反射雷達訊號的球狀空洞[來源請求]。另有一個觀點是金星表面並非平坦的,而且被極高介電常數的物質覆蓋[來源請求]。也有其他理論認為金星表面覆蓋了至少一公尺厚的導電性物質,例如黃鐵礦[來源請求]。最後,最近一個模型認為有少量铁电性物質存在金星表面[來源請求]

鐵電性物質在高溫有些特殊性質:介電常數會急遽增加;但隨著溫度進一步提高,其值會回到正常值。這或許可以解釋金星表面鈣鈦礦(Perovskite)和燒綠石(Pyrochlore)存在的原因。

儘管有這些理論,至今仍尚未確定鐵電性物質在金星是否存在。只有現場調查或許可以解答這些問題。

參見[编辑]

注釋[编辑]

  1. ^ Andrew, James. Johann Schröter, William Herschel and the Mountains of Venus: Overview. Southern Stars (Journal of the Royal Astronomical Society of New Zealand). 2003.March, 42 (1). (原始内容存档于2009-10-25). 
  2. ^ 2.0 2.1 Basilevsky, A. T.; J. W. Head III. The surface of Venus. Reports on Progress in Physics. 2003, 66: 1699–1734. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  3. ^ PIA00241: Venus - Lakshmi Planum and Maxwell Montes. JPL/NASA. 1996-03-07 [2010-05-20]. 

參考資料[编辑]

線上資源[编辑]

NASA出版品[编辑]

  • The Face of Venus. The Magellan Radar Mapping Mission, by Ladislav E. Roth and Stephen D. Wall. NASA Special Publication, Washington, D.C. June 1995 (SP-520).

相關書目[编辑]

  • Surface Modification on Venus as Inferred from Magellan Observations on Plains, by R. E. Ardvison, R. Greeley, M. C. Malin, R. S. Saunders, N. R. Izenberg, J. J. Plaut, E. R. Stofan, and M. K. Shepard. Geophisics Research 97, 13.303. (1992)
  • The Magellan Imaging Radar Mission to Venus, by W. T. K. Johnson. Proc. IEEE 79, 777. (1991)
  • Planetary Landscapes, 3rd Edition, by R. Greeley. Chapman & Hall. (1994)

外部連結[编辑]