금성의 지질역학

Geodynamics of Venus
금성
Venus as seen by the Magellan radar.
1990~1994년 마젤란 레이더 이미지에서 본 지표면 전체 레이더 뷰
물리적 특성
평균 반지름
  • 6051.8±1.0km[1]
  • 0.9499 어스
  • 4.60×10km82
  • 0.902 어스
용량
  • 9.28×10km113
  • 0.866 어스
덩어리
  • 4.8676×1024 kg
  • 0.815 어스
평균 밀도
5.243g/cm3
  • 8.87 m/s2
  • 0.904 g
표면 온도 분 의미하다 맥스.
켈빈 737K[2]
섭씨 462 °C
화씨 864°F(462°C)
표면 압력
92 바 (9.2 MPa)
2020년 4월 10일 현대 망원경으로 관측된 금성

NASA의 마젤란 우주선 임무는 금성이 지질학적으로 젊은 표면을 가지고 있으며 나이가 500±200Ma(백만 년)로 비교적 [3]균일하다는 것을 발견했다.금성의 나이는 행성의 표면에 있는 900개 이상의 충돌 크레이터를 관찰함으로써 밝혀졌다.이러한 충돌 크레이터는 금성 표면에 거의 균일하게 분포되어 있으며 화산 활동이나 변형 [4]평원에 의해 변경된 비율은 10% 미만이다.이러한 관측은 금성에서 500 Ma 경에 재앙적인 재표면 현상이 일어났으며, 그 후에 재표면 [5]비율이 극적으로 감소했음을 나타냅니다.마젤란호의 레이더 사진을 통해 금성에서는 육지 형태의 판구조학이 활성화되지 않았으며 [6]현재 표면은 움직이지 않는 것으로 보인다.이러한 표면 관측에도 불구하고 내부가 활발하게 대류하고 있음을 나타내는 수많은 표면 특징이 있습니다.소련의 베네라 착륙은 금성의 표면이 지구화학적 측정과 [7]화산 흐름의 형태학에 기초해 본질적으로 현무암질임을 밝혀냈다.금성의 표면은 현무암 화산활동의 패턴과 매우 변형된 테세라 지형과 코로나로 [8]알려진 팬케이크 같은 압축적이고 확장적인 지각변형에 의해 지배된다.이 행성의 표면은 표면의 약 80%를 덮고 있는 낮은 평원, '대륙' 고원, 그리고 화산 분출로 인해 광범위하게 특징지을 수 있다.또한 행성 표면에 분포되어 있는 크고 작은 실드 화산이 많다.금성의 표면 특징에 따르면, 금성은 구조적으로나 대류적으로 살아 있지만, 정적인 암석권을 가지고 있는 것으로 보인다.

재상향 가설

금성에 대한 마젤란 임무에 의해 발견된 충돌 크레이터의 전세계 분포는 금성 표면화에 대한 많은 이론들을 이끌어냈다.Phillips et al.(1992)는 충격 크레이터의 분포를 설명하는 두 가지 개념적 최종 부재 재포장 모델을 개발했다.첫 번째 엔드 멤버 모델은 크레이터의 공간적 랜덤 분포를 긴 시간 간격을 가진 랜덤 위치에서 발생하는 큰 공간적 영역의 짧은 지속 시간 재포밍 이벤트를 통해 유지할 수 있음을 시사한다.이 최종 구성원의 특별한 경우는 지구 재상향 이벤트입니다.이 경우 현재 표면에서는 마지막 지구 사건이 반복 주기의 일부인지 아니면 지구 역사상 유일한 사건인지 구분할 수 없습니다.또 다른 최종 멤버는 크레이터를 소실시키는 재포장 이벤트가 공간 면적이 작고 랜덤하게 분산되어 빈번하게 발생한다는 것입니다.

이 이미지는 기지의 너비가 약 185km이고 지름 69km의 충돌구인 디킨슨을 보여준다.이 분화구는 부분적인 중앙 고리와 바닥이 레이더 어둡고 밝은 물질로 범람한 것이 특징이다.서쪽으로 분출하지 않는 것은 분화구를 만든 임팩터가 서쪽에서 비스듬한 충격이었음을 나타낼 수 있다.분화구 동쪽 벽에서 나오는 광범위한 레이더 밝기 흐름은 대량의 충격 녹음을 나타내거나 분화구 이벤트 동안 지표면 아래에서 방출된 화산 물질의 결과일 수 있다.

이것은 지질 활동이 어디에서나 비슷한 비율로 일어나고 있다고 가정하기 때문에 사실상 균일한 가설이다.지구 전체가 주기적으로 다시 표면화되는 세계적인 사건들은 크레이터가 없는 표면을 남길 것이다: 크레이터가 발생한 후 다음 세계적인 [9]사건이 일어날 때까지 그 후에 수정되지 않는다.곳곳에서 빈번하게 일어나는 재표면 현상은 [9]재표면되는 과정에서 많은 크레이터가 있는 표면을 만들어 낼 것이다.따라서 최종 구성원은 크레이터가 어느 정도의 구조 변형이나 화산 홍수를 경험하는 정도를 관찰함으로써 구별할 수 있다.

분화구 인구에 대한 초기 조사에 따르면 분화구 중 몇 퍼센트만이 화산 활동에 의해 심하게 변형되거나 자취를 띠는 것으로 나타났으며, 따라서 "파괴적인 재표면"[4][10] 끝 부재를 선호했다.다음과 같은 지구물리학적 모델이 지구 재앙을 일으키기 위해 제안되었다.

  • Turcotte(1993)[11]에 의해 제안된 일시적 판구조론
  • Solomatov와 Moresi가 제안한 이동식 뚜껑에서 정체된 뚜껑 대류로의 이행(1996)[12]
  • 그리고 리스 등이 제안한 얇은 암석권에서 두꺼운 암석권으로 빠르게 이행한다.(2007년)[13]

이 행성의 큰 균열 구역과 겹친 화산이 있는 부분은 낮은 분화구 밀도와 비정상적으로 변형되고 눈에 띄게 생긴 [10]분화구의 수와 관련이 있는 것으로 밝혀졌다.행성의 테세라 지역은 크레이터의 비율이 정상보다 약간 높은 것으로 보이지만, 이 크레이터들 중 일부는 심하게 [14]변형된 것으로 보입니다.이러한 관측은 지구 지질 지도 작성 활동과 결합되어 재앙적인 지구물리학적 [9]모델과 병행하는 지질 표면 진화의 시나리오로 이어진다.일반적인 비전은 테세라 지역이 오래되고 표면 변형이 심했던 과거 시대로 거슬러 올라간다는 것입니다; 테세라는 빠르게 변형을 멈추고 낮은 지대에 화산 활동이 범람했습니다; 현재 지질 활동은 행성의 균열 지대를 [15][16]따라 집중되어 있습니다.

일화판 구조론

Turcotte(1993)는 금성이 일시적 구조론을 가지고 있으며, 이는 표면 활동이 약 500 Ma에 이르는 기간에 의해 짧은 기간 동안 분리된다. 활동이 없는 기간 동안 암석권은 전도성 냉각되어 300 km 이상으로 두꺼워진다.판구조론의 활성 모드는 두꺼운 암석권이 분리되고 행성 내부로 형성될 때 발생합니다.따라서 대규모 암석권 재활용은 다시 표면화되는 현상을 설명하기 위해 사용된다.상부 [17]맨틀의 구성과 열부력 사이에 경쟁이 있는 구성 성층 맨틀에 의해 일시적으로 대규모 뒤집힘이 발생할 수 있습니다.

이러한 종류의 맨틀 층은 '현무암 장벽' 메커니즘에 의해 더욱 뒷받침되는데, 이 메커니즘은 잠수 현무암 지각이 맨틀 깊이의 660-750km 사이에서 양부력을 발휘하고 다른 깊이에서는 음부력을 발휘하며 전이 영역의 바닥에 축적되어 맨틀 [18]층을 발생시킬 수 있다는 것이다.맨틀 층의 붕괴와 그에 따른 맨틀 전복은 화산 활동, 많은 양의 지각 형성, 그리고 표면 형태학과 [18]크레이터 형성으로부터 금성에서 일어난 것으로 추측되는 구조 활동의 극적인 결과로 이어질 것이다.이동식 [16]뚜껑에서 정체된 뚜껑으로 표면 경계 조건의 변화로 인한 맨틀 온도 상승에 의해 주기적으로 재앙적인 재표면과 광범위한 화산 활동이 발생할 수 있다.

정체된 리드 대류

범주적 분리에도 불구하고, 모든 모델은 다른 모델에 적용되는 개념적 중복을 보여줍니다.Solomatov와 Moresi(1996)는 대류 응력의 감소로 인해 표면 뚜껑이 이동에서 [12]정체 상태로 바뀌었다고 제안했다.이 주장은 현재 금성의 표면이 암석권 재활용의 영구적인 종말을 기록한다고 제안했다.대류 에너지가 감소함에 따라 행성 열 흐름의 감소는 맨틀 대류의 형태를 이동에서 [19]정체 상태로 변화시켰다.

모레시와 솔로마토프(1998)는 이전 발표에도 불구하고 온도 의존적인 점도의 맨틀 대류 수치 모델을 사용하여 암석권의 항복 응력 중간 수준에서 금성의 이동성 대류 상태에서 일시적 대류 상태로 변화가 일어날 [20]수 있음을 제안했다.그들은 금성에 대한 현재의 설명을 위해 일시적인 체제에 초점을 맞췄는데, 금성 암석권의 취약한 동원은 일시적이고 재앙적일 수 있다.

얇은 암석권에서 두꺼운 암석권으로 이행

리스 등(2007)는 이동 뚜껑에서 정체 뚜껑 [13]대류로의 전환에 따른 암석권 얇아짐과 광범위한 용융을 통한 행성 재포장 모델을 제안했다.이러한 매개 변수화된 대류 모델은 마그마 재표면의 정지가 여러 가지 방법으로 발생할 수 있음을 시사한다. (1) 맨틀 온도가 단열적으로 상승하는 맨틀이 고체를 가로지르지 않도록 충분히 떨어지고, (2) 용융층이 250–500km에서 고체/용융 밀도 반전 아래로 이동하여 용융물이 빠져나가지 않도록 하며, (3) 서브레이팅작은 크기의 대류 정지와 전도성 두꺼운 뚜껑이 용융을 억제합니다.각각의 경우에 마그마가 두꺼워진 금성 암석권을 통과하지 못하는 것이 한 역할을 한다.그러나 금성의 표면은 행성의 장기 냉각으로 인해 지질학적으로 빠르게 지각 활동이 감소했으며, 열 [21]손실을 설명하기 위해 재앙적인 재표면 현상이 필요하지 않다는 주장이 제기되었다.

지향성 역사 가설

이후 일련의 논문에서 바실레프스키와 동료들은 Guest와 Stofan([22]1999)이 금성 [23][24][25]진화의 "방향성 역사"라고 칭한 모델을 광범위하게 개발했다.일반적인 생각은 심하게 변형된 테세라에서 심하게 변형된 평야로, 그리고 중간 정도의 변형된 평야로, 그리고 나서 형성되지 않은 [9]평야로 나아가는 지구 지층이 있다는 것이다.가장 최근의 활동은 큰 보호막 화산과 교차하는 경향이 있는 주요 균열 지대 근처에 집중되어 있다.

테세라의 해석은 아슈타르 테라와 그 주변의 지질학적 분석에 의해 뒷받침된다.압축력은 얇은 현무암 지각이 침전할 수 없는 것과 결합되어 이쉬타르 가장자리 주변에 접힌 산이 생겼습니다.추가적인 압축은 물질의 과소 추진으로 이어졌고, 이후 중앙 [26]고원의 화산 활동을 부분적으로 녹여 공급할 수 있었다.

방향성 진화 모델이 유효하다면 진화는 더디고 사건의 타이밍이 상당히 겹쳤을 것이다.분화구 인구는 여전히 대부분 활동하지 않는 행성에 배치된 인구를 나타낸다는 것이 유효한 해석이지만, 화산 평원의 전지구적 배치의 마지막 진통으로 분화구 대부분이 수백 미터의 화산 흐름으로 가득 찼다.만약 이것이 사실이라면, 테세라 이후의 평원 배치는 행성의 가시적인 표면 역사의 대부분에서 질질 끌었을 것이고 테세라 변형의 중단은 평원의 배치와 상당히 겹쳤을 것이다.따라서, 테세라/플레인/변형 진화가 유효한 가설인 반면, 진화는 "파괴"로서 일어날 수 없었다.크레이터가 경험한 충돌 후 화산활동과 변형 수준은 금성 재표면의 정상 상태 모델과 일치합니다.크레이터는 다양한 제거 단계에 있지만 가시적인 지표면 역사를 통해 작동한 것과 동일한 프로세스를 표시합니다.지구의 지질학적 특징(평원, 화산, 균열 등)의 분포가 분화구 인구보다 확실히 더 균일하지 않다는 것은 여전히 강력한 제약으로 남아 있다.이것은 금성에 대한 재표면의 성질이 균일주의 가설에서 지역적으로 다를 수 있지만, 그 [9]비율은 비슷해야 한다는 것을 의미한다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Seidelmann, P. Kenneth; Archinal, Brent A.; A'Hearn, Michael F.; et al. (2007). "Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006". Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 98 (3): 155–180. Bibcode:2007CeMDA..98..155S. doi:10.1007/s10569-007-9072-y.
  2. ^ Williams, David R. (1 July 2013). "Venus Fact Sheet". NASA. Retrieved 2014-04-20.
  3. ^ Phillips, R.; Raubertas, Richard F.; Arvidson, Raymond E.; Sarkar, Ila C.; Herrick, Robert R.; Izenberg, Noam; Grimm, Robert E. (1992). "Impact craters and Venus resurfacing history". Journal of Geophysical Research. 97 (10): 15923. Bibcode:1992JGR....9715923P. doi:10.1029/92JE01696.
  4. ^ a b Schaber, G.G.; Strom, R. G.; Moore, H. J.; Soderblom, L. A.; Kirk, R. L.; Chadwick, D. J.; Dawson, D. D.; Gaddis, L. R.; Boyce, J. M.; Russell, Joel (1992). "Geology and distribution of impact craters on Venus - What are they telling us". Journal of Geophysical Research. 97 (E8): 13257–13301. Bibcode:1992JGR....9713257S. doi:10.1029/92JE01246.
  5. ^ Turcotte, D.L.; G. Morein; D. Roberts; B.D. Malamud (1999). "Catastrophic Resurfacing and Episodic Subduction on Venus". Icarus. 139 (1): 49–54. Bibcode:1999Icar..139...49T. doi:10.1006/icar.1999.6084.
  6. ^ Solomon, S.C.; et al. (1992). "Venus Tectonics - An overview of Magellan observations". Journal of Geophysical Research. 97 (8): 13199–13255. Bibcode:1992JGR....9713199S. doi:10.1029/92je01418.
  7. ^ Basilevsky, A.; et al. (1985). "The surface of Venus as revealed by the Venera landings". Geological Society of America Bulletin. 96 (1): 137–144. Bibcode:1985GSAB...96..137B. doi:10.1130/0016-7606(1985)96<137:tsovar>2.0.co;2.
  8. ^ Basilevsky, A.; J. Head (2003). "The surface of Venus". Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r04.
  9. ^ a b c d e Herrick, R. R.; M. E. Rumpf (2011). "Postimpact modification by volcanic or tectonic processes as the rule, not the exception, for Venusian craters". Journal of Geophysical Research. 116 (E2): 2004. Bibcode:2011JGRE..116.2004H. doi:10.1029/2010JE003722.
  10. ^ a b Herrick, R. R.; R. J. Phillips (1994). "Implications of a global survey of Venusian impact craters". Icarus. 111 (2): 387–416. Bibcode:1994Icar..111..387H. doi:10.1006/icar.1994.1152.
  11. ^ Turcotte, D. L. (1993). "An episodic hypothesis for Venusian tectonics". Journal of Geophysical Research. 98 (E9): 17, 061–17, 068. Bibcode:1993JGR....9817061T. doi:10.1029/93je01775.
  12. ^ a b Solomatov, V. S.; L.-N. Moresi (1996). "Stagnant lid convection on Venus". Journal of Geophysical Research. 101 (E2): 4, 737–4, 753. Bibcode:1996JGR...101.4737S. doi:10.1029/95je03361.
  13. ^ a b Reese, C. C.; et al. (2007). "Mechanisms for cessation of magmatic resurfacing on Venus". Journal of Geophysical Research. 112 (E4): E04S04. Bibcode:2007JGRE..112.4S04R. doi:10.1029/2006JE002782.
  14. ^ Ivanov, M. A.; A. T. Basilevsky (1993). "Density and morphology of impact craters on tessera terrain, Venus". Geophysical Research Letters. 20 (23): 2, 579–2, 582. Bibcode:1993GeoRL..20.2579I. doi:10.1029/93GL02692.
  15. ^ Basilevsky, A. T.; J. W. Head III (1995). "Global stratigraphy of Venus: Analysis of a random sample of thirty-six test areas". Earth Moon Planets. 66 (3): 285–336. Bibcode:1995EM&P...66..285B. doi:10.1007/bf00579467.
  16. ^ a b Herrick, R. R. (1994). "Resurfacing history of Venus". Geology. 22 (8): 703–706. Bibcode:1994Geo....22..703H. doi:10.1130/0091-7613(1994)022<0703:rhov>2.3.co;2.
  17. ^ Herrick, D. L.; E. M. Parmantier (1994). "Episodic large-scale overturn of 2-layer mantles in terrestrial planets". Journal of Geophysical Research. 99 (E1): 2053–2062. Bibcode:1994JGR....99.2053H. doi:10.1029/93je03080.
  18. ^ a b Papuc, A. M.; G. F. Davies (2012). "Transient mantle layering and the episodic behavior of Venus due to the 'basalt barrier' mechanism". Icarus. 217 (2): 499–509. Bibcode:2012Icar..217..499P. doi:10.1016/j.icarus.2011.09.024.
  19. ^ Arkani-hamed, J. (1994). "On the thermal evolution of Venus". Journal of Geophysical Research. 99 (E1): 2019–2033. Bibcode:1994JGR....99.2019A. doi:10.1029/93je03172.
  20. ^ Moresi, L. N.; V. S. Solomatov (1998). "Mantle convection with a brittle lithosphere: Thoughts on the global tectonic styles of the Earth and Venus". Geophysical Journal International. 133 (3): 669–682. Bibcode:1998GeoJI.133..669M. doi:10.1046/j.1365-246X.1998.00521.x.
  21. ^ Solomon, S. C. (1993). "The geophysics of Venus". Physics Today. 46 (7): 48–55. Bibcode:1993PhT....46g..48S. doi:10.1063/1.881359.
  22. ^ Guest, J. E.; E. R. Stofan (1999). "A new view of the stratigraphic history of Venus". Icarus. 139 (1): 55–66. Bibcode:1999Icar..139...55G. doi:10.1006/icar.1999.6091.
  23. ^ Basilevsky, A. T.; et al. (1999). "Impact craters on geologic units of northern Venus: Implications for the duration of the transition from tessera to regional plains". Geophysical Research Letters. 26 (16): 2593–2596. Bibcode:1999GeoRL..26.2593B. doi:10.1029/1999GL008329.
  24. ^ Basilevsky, A. T.; J. W. Head III (1998). "The geologic history of Venus: a stratigraphic view". Journal of Geophysical Research. 103 (E4): 8531–8544. Bibcode:1998JGR...103.8531B. doi:10.1029/98JE00487.
  25. ^ Basilevsky, A. T.; J. W. Head III (2006). "Impact craters on regional plains on Venus: Age relations with wrinkle ridges and implications for the geological evolution of Venus". Journal of Geophysical Research. 111 (E3): 3006. Bibcode:2006JGRE..111.3006B. doi:10.1029/2005JE002473.
  26. ^ Ivanov, M. A.; J. W. Head III (2008). "Formation and evolution of Lakshmi Planum, Venus: assessment of models using observations from geological mapping". Planetary and Space Science. 56 (15): 1949–1966. Bibcode:2008P&SS...56.1949I. doi:10.1016/j.pss.2008.09.003.