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金星地質

星球地质概述

金星表面有許多讓人驚訝的地質特徵，在太陽系所有行星中，它最接近地球，並且質量也最相近，但它沒有磁場和可識別的板塊構造系統，大部分地表為裸露的火山基岩，部分地區覆蓋著薄薄、零星的土壤層，與地球、月球和火星形成鮮明對比。金星上也分布有一些撞擊坑，與地球相似，隕坑的數量遠少於大部分其它的岩石行星。

金星全球表面雷達圖

這部分原因是由於金星稠密的大氣層使小型撞擊物在撞擊地面前就被燒毀，而大型撞擊坑的稀少則可能緣於大規模火山活動重塑了金星地表。火山作用似乎是金星地質變化的主要成因。有些火山地貌似乎是該星球上獨有的，但這裡也有與地球上類似的盾狀和複式火山。鑑於金星的大小、密度和組成成分與地球大致相同，因此，最近的研究表明，金星上可能仍存在火山活動[1]。

金星大部分表面相對平坦，主要分為三種地形單元：低地、高地和平原。在早期雷達觀測中，曾把高地比作地球上的大陸，現代研究表明，這種類比過於簡單，板塊構造的缺乏使這種比較具有誤導性。金星表面只呈現出有限的構造特徵，包括由褶皺和斷層組成的線性「變形帶」，可能是地函對流造成的。而如鑲嵌地塊（大面積高度變形的地形，在二維或三維中摺疊和斷裂）和蛛網膜地形（類似蜘蛛網的特徵）等許多構造特徵都與火山作用有關。

風蝕地貌在金星表面並不普遍，但有相當多的證據表明金星大氣導致了岩石的化學風化，特別是在高海拔地區。這顆行星非常乾燥，大氣中只有一些水蒸氣的化學痕跡（十萬分之二）。地表雷達圖像中看不到過去水或冰的地貌。大氣顯示的同位素證據表明，隨著時間的推移，大氣中的揮發元素已被排放的氣體和太陽風的侵蝕所剝離，這意味著金星可能在過去某個遙遠時期曾存在過液態水，但現在沒有找到這方面的直接證據，有關金星地質史的許多猜測今天仍在繼續。

今天所了解的金星表面情況大多來自於1990年8月16日至1994年9月完成6次環繞金星飛行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。

雖然金星是最接近地球的行星（與地球下合時距離僅約4千萬公里左右），而且體積相近，但至今沒有一艘探測器能在金星表面工作數小時以上，這是由於金星大氣壓為地球的 90 倍，而且表面溫度高達攝氏 450°，究其原因可能是金星大氣層大量二氧化碳（96.5%）造成的溫室效應。

通過紫外線探測可看到金星赤道附近有 Y 形雲層系統形成，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 公里/小時，這種高速風只存在於高空層，在金星表面附近的低層大氣則相當平靜。

麥哲倫號探測之前的金星表面知識

主條目：金星探測

金星是繼月球之後，第二顆從地球上使用雷達觀測的太陽系天體。對金星的首次雷達觀測是1961年美國國家航空暨太空總署深空網絡的金石深空通訊體系（GDSCC）。在連續下合期間使用金石深空通訊體系和阿雷西博天文台對金星進行了持續觀測，這些研究確定了早期金星通過子午圈時所測量的結果。1963年確定了金星的自轉為逆行（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了金星自轉週期為243.1 個地球日，其自轉軸和軌道平面幾乎垂直，同時也確定了金星半徑為 6052 公里，比之前使用地面光學望遠鏡最好的測量結果減少了 70 公里。

1970年至1985年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了非常亮的高地（高雷達信號反射率），分別被命名為α區、β區和麥克斯韋山脈，雷達技術的進步使影像解析度達到 1-2 公里。

進入太空探索時代後，金星被確立為下一個登陸探測的目標地。每19個月就會有一次前往金星的發射窗口，自1962到1985年的每個發射窗口都發射了前往金星的探測器。先後已有10艘探測器成功登陸到金星並傳回了數據，它們都是前蘇聯發射的探測器，其中：金星9號、10號、13號和14號都安裝有攝像機，並發回了土壤和岩石的圖像。

分光光度測量結果顯示，這四次飛行任務在著陸時都激起了塵埃雲，這意味著其中一些塵埃的顆粒必須小於約0.02毫米。四處著陸點的岩石均表現出較細的岩層，有些岩層的反射率比其他岩層高。對金星13和14號地點進行的岩石實驗發現，這些多孔、易碎（最大載荷承受為0.3至1兆帕）[注 1]的岩石可能為岩性較弱的沉積物或火山凝灰岩[4]:1709。光譜測量發現，金星9、10、14號以及維加1號和維加2號著陸點表面的物質具有類似拉斑玄武岩的化學成分，而金星 8號和13號地點的化學成分則類似鹼性玄武岩[4]:1707–1709。

1962年水手2號首次飛掠金星，為首艘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，但仍成為首艘登陸在其他星球的太空探測器；1967年金星4號為首艘傳送金星大氣層內部資料的探測器，同年水手5號測量了金星磁場；最後在1970年金星7號進行了首次可控的金星登陸；1974年水手10號在前往水星途中飛越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號傳送了首張金星表面照片，並在登陸點用伽馬射線觀測了附近的岩石。同年稍後的金星10號則發送回更多的金星表面照片。

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）環繞金星並首次傳回金星北緯 63 度到 78 度的高程與重力場圖。

同年，先驅者金星2號發射四顆探測器進入金星大氣層以測定金星大氣。結合這次任務和先前的資料，測得金星表面溫度約為攝氏 460°，而金星表面的大氣壓則是地球的 90 倍，確定了之前地球上雷達的觀測。

1982年蘇聯的金星13號發回首張金星表面彩色照片，並使用X射線螢光光譜儀分析了土壤樣本。該探測器在金星惡劣環境中工作了 127 分鐘。同年金星14號登陸器偵測到金星表面有疑似地震的活動。

1983年金星15號和金星16號傳回大量金星北半球的雷達和高程數據。這是首次在金星使用合成孔徑雷達，圖像解析度為 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號傳回的雷達數據解析度遠比地面雷達數據高，以克卜勒成像方式顯示了先前看不到的地表紋理和地貌。探測器以高偏心極地軌道繞行，每24小時環繞金星一圈，在最接近金星北極到北緯 30 度的 16 分鐘期間內進行掃描拍攝，每天其餘在軌時間向地球發送 8 兆的資料。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日期間觀測到了完整的金星極區。這些無線電全息影像由位於莫斯科的俄羅斯科學院無線電工程與電子學研究所 SIMD 數字協處理器收集和處理成條帶狀影像並繪製成地圖。

大多數金星地貌的基礎圖像都是根據金星15號和16號的雷達數據所建立。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獨特的火山結構。第一次發現了金星上的冕狀物、蛛網膜地形、鑲嵌地塊和真正的撞擊坑，但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都在爭論是否有板塊邊界的地表特徵被遺漏。金星表面不多的撞擊坑也顯示其表面極為年輕，僅約1億年，這表示金星劇烈的火山活動造成了地表的更新。

1985年，當哈雷彗星吸引了大眾注意力時，蘇聯發射了維加計劃的兩艘探測器到金星。維加1號和維加2號都攜帶了一隻裝有儀器的氦氣球，以探測距金星表面 50 公里處的大氣層，以讓科學家探究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

 
通過麥哲倫號雷達資料建立的金星艾斯特拉區（Eistla Regio）三維模擬圖。前面是庫尼茨撞擊坑，背景遠處是牛拉山

1989年5月4日，麥哲倫號由亞特蘭提斯號太空梭搭載升空，同年8月10日抵達金星並開始用合成孔徑雷達進行掃描探測。該探測器每天環繞金星 7.3 圈，每次可繪製寬 17-28 公里寬，70000 公里長的條狀影像。1800 幅條狀影像可繪製出金星整個表面。

 
合成孔徑雷達（本示意圖中顯示為右視）

金星的第一幅圖像在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1輪測繪週期（左視）持續了 243 個地球日，這也是金星自轉週期。第1輪於1991年5月15日成功完成，繪製了 70% 的金星表面地圖。

第2輪在這之後立即開始（右視），直到1992年1月15日結束，共測繪了54.5%的表面，主要為南極以及第1輪掃描遺漏的地區，兩輪測繪合計覆蓋了金星表面96%的區域。在每次循環中探測器都通過調整傾斜角度取得不同的視角以產生立體影像，使科學家可製作出金星表面的立體地形圖（見上圖）。

第3輪進行了補掃（左視），填補了剩餘空白。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，採集到21.3%表面的立體圖像。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。

第4、5和6輪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。第6輪結束時麥哲倫號的軌道衰減的更多，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

 
先鋒金星計劃資料繪製的金星地形圖

隨著望遠鏡的發明，人類開始以光學方式觀測金星但很快就發現金星表面被厚厚的雲層所覆蓋。1643年弗朗切斯科·豐塔納（英語：Francesco Fontana）是最早聲稱看到金星雲層中有黑色痕跡的天文學家之一，有些觀察者甚至說可經由雲洞看到金星部分表面。觀察者們也宣稱看到金星盤面上的一些亮點，可能是某些高過雲層的山峰。這些觀測中最有名的，是與威廉·赫雪爾合作的一位知名天文學家約翰·希羅尼穆斯·施羅特的報告：自1789年開始，在靠近金星晨昏圈南面處有一個圓形的明亮斑點，並認為這是一座 43 公里高的山脈反射的陽光。赫雪爾駁斥了這一觀測結果，認為這是施羅特望遠鏡的缺陷所致。許多其他觀測者也宣稱看到金星晨昏圈附近不規則的物體，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，才確定沒有如此巨大的山脈存在[5]。

 
金星系列探測器著陸點的位置和獲得的雷達地形圖。紅點表示從表面返回圖像的位置，中心的黑點表示所分析的表面樣本位置。

金星的表面較地球更平坦，根據前蘇聯金星計劃數據所繪製的金星93%表面地形圖，科學家們發現金星最低處到最高處的高程差約為 13 公里，大約相當於地球洋底與喜馬拉雅山較高山峰間的垂直距離。

這種相似性是可預測的，因為一顆行星上可達到的最大海拔落差很大程度上取決於該行星的引力強度和岩石圈機械強度，這對地球和金星來說都是相似的[6]:183。

根據先驅者金星計劃的高程數據，金星51%的地表只高出平均半徑（6052公里）500米，僅2%的地表高度超出平均半徑2公里。

麥哲倫號測量的高度證實了金星的主要地表特徵。根據麥哲倫號數據，80%的表面高度比金星平均半徑高出約1公里。金星上最主要的隆起是分布在吉祥天高原周圍的山脈：11公里高的麥克斯韋山脈、7公里的阿克娜山脈和7公里的弗蕾亞山脈（英語：Freya Montes）。雖然金星表面相對平坦，但仍發現了不少廣袤的傾斜平原，像麥克斯韋山脈西南側的傾斜平原坡度達到 45°。達努山脈（英語：Danu Montes）和忒彌斯區（英語：Themis Regio）的傾斜平原的傾斜度也達 30°。

金星表面大約 75% 的地區都是裸露的岩石。

依據先驅者金星計畫的高程數據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

 
阿佛洛狄忒高地地形圖

金星表面約 10% 的地區為高度 2 公里以上的高地，其中最主要的高地區是阿佛洛狄忒高地、伊師塔高地和拉達高地，以及地質區域貝塔區、福柏區和忒彌斯區。次要的高地群則有阿爾法區、貝爾區（英語：Bell Regio）、艾斯特拉區（英語：Eistla Regio）和忒梯斯區（英語：Tethus Regio）。

這些地區的部分地形具有極強的雷達反射信號[7]:p.1，可能與那裡的溫度、壓力比其它區域低有關，因為這些地區海撥較高，這將允許出現不同的礦物[注 2]。據認為，高海撥岩層可能含有或覆蓋了具有高介電常數的礦物[7]:1，高介電質礦物在高地環境溫度下是穩定的，但在構成金星表面其餘部分的平原上則不然。黃鐵礦，一種硫化鐵，就符合這種標準，被普遍認為是可能的成因，它是火山高地長期暴露在金星含硫大氣中被化學風化所致[8]，但金星上是否存在黃鐵礦一直存在爭議。大氣模擬表明，黃鐵礦在金星大氣條件下可能並不穩定[9]。有人提出了其他假說來解釋高地較高雷達反射率的原因，包括存在介電常數隨溫度變化的鐵電材料（金星的溫度梯度隨海撥變化）[10]。現已觀察到，在整個金星表面，雷達反射高亮的高地特性並非一致，例如麥克斯韋爾山脈的反射率出現了雪線狀急劇變化，這與礦物的變化相一致；而奧瓦達區則顯示了一種更具漸變性的變亮趨勢，奧瓦達區的變亮趨勢符合鐵電特徵，表明那裡存在著磷灰石[11]。

沉積平原

沉積平原的平均高度約為0到2公里，佔金星表面一半以上的面積，參見金星上的平原。

低地

金星地表的其餘部分為低地，高度通常位於0公里以下。雷達反射數據顯示，在厘米級尺度上，這些區域是平坦的，這是夷平作用（指高地侵蝕出來的細顆粒物質在低地的沉積）的結果。

撞擊坑

 
丹妮洛娃撞擊坑

地基雷達探測發現了一些與撞擊坑有關的地形模式，金星15號和金星16號探測器則確認了約150個可能源自撞擊的此類特徵。接下來，麥哲倫探測器對金星全球範圍的探測更確定了近900座的撞擊坑。

 
丹妮洛娃、阿格萊奧妮絲（英語：Aglaonice (crater)）和莎斯姬亞（英語：Saskia (crater)）撞擊坑
 
1996年2月7日美國航空航天局麥哲倫號金星探測器拍攝的阿迪瓦爾撞擊坑照片。

計算表面撞擊坑的數量是預測一顆行星表面年齡的方式。隨著時間的推移，太陽系中的天體撞擊機率是隨機的，所以表面撞擊坑越多代表年齡越久遠。

相較於水星、月球及其他類似天體，金星表面的撞擊坑相當少。某種程度講，這是因為它稠密的大氣層使較小的隕石在撞擊前就被燒毀了[12]。金星計劃和麥哲倫號的數據一致反映：金星上幾乎沒有直徑30公里以下的撞擊坑，麥哲倫號的數據更進一步顯示沒有直徑小於2公里的撞擊坑。所有的小隕坑形狀不規則且成群出現，這表明撞擊體在撞擊前的減速和解體[12]。然而，大型撞擊坑也較少，而且這些撞擊坑顯得相對年輕，很少被熔岩填塞，表明它們是在該地區火山活動停止後才形成的，雷達數據顯示這些隕坑的表面很粗糙，尚沒經歷足夠長的侵蝕期。

 
格佩特-梅耶撞擊坑

與月球等天體上的情況相比，根據隕坑數量來確定金星表面不同區域的地質齡要困難得多，因為目前的隕石坑數量很少[13]。然而，金星表面的特徵符合完全隨機分布[14]，這意味著整個星球的表面年齡大致相同，或者至少在非常大的區域內平均年齡差異很小。

綜上所述，這些證據表明金星表面在地質學上相對年輕的，撞擊坑的分布與該星球表面幾近完全重塑的模型極為一致。在這一極端活動期之後，地表變動率下降，撞擊坑開始累積，此後只有一些輕微的地表改變和更新。

一層年輕的地殼全部創建於與同一時間，這種狀況不同於任何其他的類地行星。

全球性地表更新事件

根據隕石坑計數估測的地質齡表明，與火星、水星和月球等古老的表面相比，金星地表更年輕[注 3]。這對於缺乏板塊構造進行地殼循環的金星來說，確實值得探究。一種假設是，大約在3-5億年前[15]，金星經歷了一次全球性地表重塑事件，抹去了原有撞擊坑的證據。

對該事件可能的解釋是，它是金星週期性循環過程的一部分。在地球上，板塊構造通過平流（advection），產生地函物質向地表遷移並將舊地殼收回到地函的過程，使熱量得到逸出。但金星上沒有板塊構造的證據，因此這一理論認為，由於放射性元素的衰變，金星內部產生升溫，當地函物質熱到足以迫使它升到地表後[15]，溢出的熔岩覆蓋了大部分的區域或整個行星表面，直止地函冷卻到一定程度後，這一過程又將會再次開始。

另外，金星的其它特性也可以幫助解釋這一理論。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。因而可用其核心尚未散失熱能來解釋。此外，金星大氣層中氘和氫的比值較地球大氣層或彗星要高。大氣逃逸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，金星大氣層中曾存在有大量的水；而且巨大的火山爆發可能釋放出了大量的水（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更新的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的。不過現在仍難以解釋金星撞擊坑的分布型態。

火山

主條目：金星的火山活動
 
位於艾斯特拉區3公里高的牛拉火山（左），前面是在裂隙平原漫延數百公里的熔岩流，右側是一座直徑300公里，高2公里西芙火山，兩者相距約730公里。

金星表面主要以火山活動為主，雖然從表面看金星與地球很相似，但在地球地質上相當活躍的構造板塊在金星上似乎並不存在。該行星80%的表面是由火山熔岩平原拼接而成，其間散布著100多座孤立的大型盾狀火山和數百座較小的火山及火山結構，如被認為是金星所獨有的冕狀物：直徑100-300公里，高出地表數百米的巨大環形結構，目前只在天王星的衛星天衛五上發現了這種地質特徵。據信，它們是地函中上升的熱流柱向上推動地殼形成穹丘，之後熔岩冷卻並從側面洩漏，造成穹丘中心向內塌陷，留下一座皇冠狀的結構：冕狀物。

 
福德拉冕狀物

從火山沉積物中可看出不同火山活動的差異。很多情況下，火山活動僅限於某一固定源附近，其沉積物可在鄰近區找到，這類火山活動被稱為「集中性火山活動」，因為火山與其他地理特徵形成明顯不同的區域。第二類火山活動不是放射或集中的，如泛流玄武岩則會覆蓋住大範圍的地表，類似地球上的德干暗色岩，這些噴發導致了「溢流型」火山。

 
計算機生成的金星阿爾法區薄餅狀穹丘透視圖。圖中的穹丘平均直徑25公里。

金星上直徑20公里以下的火山非常豐富，其數量可能有數十萬甚至數百萬。很多看上去像扁平的穹丘或「薄煎餅」，其形成機制被認為類似地球上的盾狀火山[注 4]。這些外形極圓的薄餅狀穹丘火山高度一般不足1公里，但直徑是它的數倍，在被稱為「地盾場」的區域可常見到成百上千座此類火山。金星上的穹丘比地球的大10到100倍，它們通常與「冕狀物」和「鑲嵌地塊」一起出現。據認為這些薄餅狀穹丘是在金星高氣壓下，由噴出的富含二氧化矽的高粘性熔岩所形成；而稱作貝狀邊緣穹丘的火山丘（常被稱為「蜱蟲」，因為其外觀看起來像長有許多條腿的穹丘），被認為經歷過大規模損耗事件，如邊緣滑坡等，有時可在它們周圍看到散落的碎屑堆積。

 
貝狀邊緣穹丘：」蜱蟲「

在金星上，火山主要為盾狀火山。然而，金星的盾狀火山形態不同於地球上的盾狀火山。在地球上，盾狀火山直徑可能有幾十公里，高達10公里（6.2英里），如夏威夷冒納凱阿火山高度從海底算起的話。在金星上，這些火山的面積可能覆蓋數百公里，但它們相對平坦，平均高度只有1.5公里（0.93英里）。

 
金星表面的「新星」地貌。

金星表面其它獨特的特徵還有「新星」（放射狀的岩脈和地塹網）。當大量岩漿被擠壓到地表形成高雷達反射率的輻射狀山脊和溝槽時，就形成了一處「新星」地貌。這些岩脈圍繞熔漿湧出口周圍形成一對稱的網絡，中心點也可能因岩漿房的坍塌而成為一處凹陷。

 
金星表面的蛛網膜地形

蛛網膜地形之所以這樣命名，是因為它們類似蜘蛛網，其特徵是數圈同心卵形，周圍布滿一系列複雜的放射狀裂縫，類似於「新星」。目前尚不清楚這250多處或被確認為蛛網膜地形的此類特徵實際是否有著共同的起源，抑或只是不同地質作用的結果。

板塊運動

儘管金星上似乎沒有全球板塊構造系統，但該行星表面顯示出了與局部構造活動有關的各種特徵，如斷層、褶皺和火山等特徵都存在於那裡並可能主要由地函作用所驅動。

金星上活躍的火山活動形成了一系列的褶皺山脈、裂谷和被稱為鑲嵌地塊的地形，該詞在希臘語中是「地磚」的意思，鑲嵌地塊展現了無數次壓縮和拉伸的變形作用。

與地球不同是，金星上的地質變形直接來自地函內的局部動力。重力研究表明，金星與地球的不同之處在於缺乏一層能讓地殼板塊移動的軟流圈，即低黏度、弱機械性地函層。該圈層的缺失，表明金星表面的變形必須用地函深處的對流運動來解釋。

金星上的構造變形發生在各種尺度上，其中最小的是線性裂縫或斷層。在很多區域，這些斷層表現為平行線結構；類似月球和火星上的小型、不連續山峰也可被發現；最普遍的構造作用表現為所存在的正斷層，即某一區域中較周邊岩石下沉的地殼以及淺層裂縫。雷達成像顯示，這些種類的變形集中在赤道和南部高緯度區，這些帶狀變形區寬約數百公里，在整個星球上似乎相互連接，形成一個與火山分布有關的全球系統。

金星上的裂谷則是岩石圈擴張所形成的數十到數百米寬、長達1000公里的凹陷群 。裂谷大多與穹丘形式的火山高地有關，如位於貝塔區、亞特拉區（Atla）及艾斯特拉區（Eistla）西部的火山丘，這些高地似乎是引起抬升、破裂、斷層和火山活動的巨大地函熱柱（上升的岩漿流）上涌所致。

金星上最高的山脈，位於伊什塔爾高地的麥克斯韋山脈，是壓縮、膨脹和側向移動所造成；在金星低地發現的另一種地形特徵為高出地表數米的「山脊帶」，寬數百公里，長達數千公里，這些地帶主要集中在南極附近的拉維尼亞平原（Atalanta Planitia）和北極附近的阿塔蘭塔平原（Atalanta Planitia）。

鑲嵌地塊主要分布在阿佛洛狄忒高地、阿爾法區、忒盧斯區（Tellus Regio）和伊什塔爾高地東部（福耳圖娜鑲嵌地塊）。這些區域包含了不同地質單元交錯和疊加的地塹，代表了金星上最古老的地表。鑲嵌地形曾一度被認為與板塊構造有關，與地球上的大陸相類似。事實上，它們可能是玄武岩熔岩泛濫形成的大平原，隨後經歷了強烈構造破裂的結果[4]。

磁場和內部結構

 
可能的內部結構剖面示意圖，二氧化碳大氣層、硫酸雲、地殼、岩石地函、金屬內核。

金星地殼由厚約70公里的矽酸鹽岩石構成[4]:1729；而地函厚度約2840公里，其化學成分可能類似球粒隕石[4]:1729；由於金星是一顆類地行星，推測它有一個成分以鐵和鎳為主的半固態內核，半徑大約有3000 公里。

由於沒有金星的地震數據，目前尚不確切掌握該行星的地函結構，但通過修改地球的地函模型可對它作出一定的預測。預計金星地殼以下至480公里處的最上層地函，主要由橄欖石礦物構成，在這一範圍內，其化學成分基本保持不變，但從480公里到760公里之間，隨內部壓力的升高，橄欖石晶體結構會轉變成更緊湊的尖晶石結構；而在760公里到1000公里深度之間，又會發生另一次變化，礦物逐步呈現為更緻密的鈦鐵礦和鈣鈦礦晶體結構，並逐漸變得更像鈣鈦礦，直止抵達內核邊界[4]:1729–1730。

金星的大小和密度與地球相似，因而，其組成成分也類似，但它沒有明顯的磁場[4]:1729–1730。地球的磁場是由所謂的內核發電機—導電的液態鎳鐵外核旋轉和對流產生的。一般認為金星也有一個類似成分的導電內核，即使它的自轉週期很長（243.7個地球日），電腦模擬顯示，這也足以產生出磁場[16]。這意味著金星的外核缺乏對流。當地核內外溫差很大時，就會發生對流，但由於金星沒有板塊構造來釋放地函熱量，因此有可能外核對流被熾熱的地函抑制住了。同樣的原因，如果內核太熱或者沒有足夠的壓力讓熔融的鎳鐵凍結在那裡，金星就可能會缺少一個堅固的內核[4]:1730[注 5]

熔岩流和通道

 
始發於阿媽媧錄火山口（Ammavaru）的熔岩流（位於圖像外300公里）漫過圖中左側的山脊並匯集在它的右側。
 
賽德娜平原上一條2公里寬的網狀通道

金星上的熔岩流通常比地球的大得多，可長達數百公里，寬數十公里。目前尚不清楚為什麼這些熔岩場或「葉狀流」會有如此大的規模，較可信的說法是它們是大規模低黏性玄武質熔岩噴發的結果，這些噴發的熔岩形成了寬闊平坦的平原[4]。

在地球上，有兩種類型的玄武質熔岩：渣塊熔岩（ʻAʻā）和繩狀熔岩（pāhoehoe）。渣塊熔岩為紋理粗糙的碎塊狀熔岩（像煤渣）；而繩狀熔岩則因其枕頭或繩狀的外觀而被識別。粗糙表面在雷達圖像中會顯得更明亮，可用來區分渣塊熔岩和繩狀熔岩，這些變化也反映了熔岩年齡和保存情況的不同。

熔岩通道和熔岩管（冷卻後形成覆蓋了穹頂的通道）在金星上很常見，來自澳大利亞伍倫貢大學的兩位行星天文學家，格雷姆·梅爾維爾（Graeme Melville）和比爾·澤利（Bill Zeale）利用美國太空總署提供的數據，對這些熔岩管進行了多年研究後認為，這些熔岩管分布廣泛，大小是地球上的十倍。梅爾維爾和澤利說，金星熔岩管巨大的尺寸（數十米寬，數百公里長）可解釋為高流動性的熔岩流加上金星表面的高溫，使熔岩冷卻變緩慢。

在大多數情況下，熔岩流場都與火山有關。中央火山被火山熔岩流包圍形成火山區核心。熔岩流還與裂坑、冕狀物和密集的火山丘、火山錐、火山井及火山溝群等有關聯。

得益於「麥哲倫號探測器」，現已發現了200多條熔岩通道及複雜的峽谷系統。這些通道被劃分為簡單型、複雜型和複合型通道。簡單型的特點就是一條單一的長通道，這一類包括了類似於月球的月溪以及一種稱之為「溝渠」的新種類，由綿長而清晰的通道組成，在整個路徑中一直保持穩定的寬度。現已確認該類通道中最長的是巴爾提斯峽谷，其長度超過6800公里，約為金星周長的六分之一。

金星表面的複雜型通道除分叉式網狀分布外，還包括交織吻合型網狀結構。這類通道常與一定數量的撞擊坑和涉及主要熔岩流場的大型熔岩洪流一起被觀察到。複合通道由簡單和複雜段通道組成，這些通道中最大的顯示為交織吻合結構並使一些山丘的斜坡變緩，形成類似於火星上的山丘。

地表地質作用

風

金星上不存在液態水和冰，因此，除了熔岩流的熱侵蝕之外，唯一的物理侵蝕因素就是風。風洞實驗表明，金星大氣的密度即便在微風狀態下也能輸送沉積物[17]。 因此，風成地貌看似稀少，但一定有其他的原因[18]。這意味著金星上可移動的沙粒大小的顆粒相對稀少，這應該是機械侵蝕速度非常慢的結果[19]:p. 112。金星上產生沉積物最重要的過程可能就是形成隕石坑的撞擊事件，這一點得到了撞擊坑與迎風面風成地貌間看似存在聯繫的支持[20]

這一過程在噴射到金星表面的撞擊噴出物中得到了體現。隕石撞擊出的物質被噴射到大氣中，在那裡被風吹向西面。當這些物質落回到地表時，會形成拋物線狀的圖案。這種類型的沉降物可堆積在各種地質特徵或熔岩流上面。因此，該類沉積物是金星上最年輕的構造。來自「麥哲倫號」的圖像揭示了金星表面存在60多處與撞擊坑有關的拋物線狀沉積物。

被風搬運的噴發物起到了快速重塑地表的作用，根據「金星計劃」測量結果的反映，金星表面風速約為每秒1米，考慮到金星低層大氣的密度，這種風速足以引起對地表的侵蝕和細粒物的移動。在噴發沉積物覆蓋區，可發現風線、沙丘和雅丹地形。當風將吹起的噴發物和火山灰堆積在地形障礙物（如穹丘）上時，就會形成風線，其結果是穹丘背風側會暴露在被吹離頂部的小顆粒的沖刷下。此類過程也會暴露出下方粗糙度不同的物質。因而，相較於沉積物，它們在雷達下具有不同的特徵。

沙丘是由沙粒般大小的顆粒堆積而成且呈現出波浪狀；而雅丹地貌則是形成於風夾物在易碎沉積物上蝕刻出的深溝。

與撞擊坑相關的線形風跡指向了赤道方向，這種趨向表明在中緯度和赤道之間存在一個哈德里環流圈循環系統。麥哲倫號雷達數據證實了在金星地表上方確實存在一股向東吹送的強風以及表面經向風。

化學侵蝕

金星表面古老熔岩流的化學和機械侵蝕來自大氣層中所含二氧化碳及二氧化硫與地表的反應（詳見碳酸鹽-矽酸鹽循環）。這兩種氣體在金星上分別為第一和第三多的氣體，第二多的是惰性的氮。這些反應可能包括矽酸鹽受二氧化碳侵蝕生成碳酸鹽和石英，以及矽酸鹽與二氧化硫反應產生脫水硫酸鈣和二氧化碳。

 
麥哲倫雷達成像圖中的吉祥天高原（左）和麥克斯韋山脈（右）。右邊覆蓋著高亮的"雪"，高出鄰近黑色熔岩流平原達5公里。[21]

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[7]:1。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。最後，最近一個模型認為有少量鐵電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和燒綠石存在的原因。

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。

遠古液態水

美國國家航空暨太空總署戈達德太空研究所和其他機構曾推測，20億年前，金星上可能曾有過一座淺海[22][23][24][25][26]，其水量與地球上的一樣多[27]。根據他們理論模型中所使用的參數，最後的液態水可能在7.15億年前蒸發殆盡[24]。目前，金星上唯一已知的水是大氣層中微量的水蒸氣（20ppm）[28][29]。氫是水的一種成分，歐洲太空總署金星特快車太空飛行器探測到，如今仍在向太空流失[27]。

另請參閱

備註

  1. ^ 0.3兆帕相當於一根典型的花園軟水管所噴出的水流壓力；1兆帕的壓力剛好在人類平均咬合力之下。[2][3]
  2. ^ 在金星上，海拔每增加1公里，平均溫度就會下降約8攝氏度，因此麥克斯韋爾山脈峰頂與最低盆地之間的平均溫差約為100攝氏度，這使得緯度引起的平均溫差以及白天和夜晚的溫差顯得相形見絀，兩者都很少超過2攝氏度。[4]:1707
  3. ^ 通過隕石坑計數確定地質構造年代是行星科學中一項長期且相對廉價的重要方法。從來沒有用實驗室方法測定過金星的岩石年代，因為沒有已知來自金星的隕石，也從沒有太空探測器將岩石樣本從金星帶回過地球。這顆行星相當大的重力和厚厚的大氣層意味著這種情況即使在不久的將來也不太可能會改變。
  4. ^ 但請注意對比:地球上的盾狀火山活動與低粘度熔岩有關，而金星的穹丘是由極高粘度的膠狀熔岩造成的。
  5. ^ 如果沒有逐漸凍結的內核，則不會釋放結晶熱能促使溫度梯度產生陡變和增加對流。

參考文獻

  1. ^ Justin Filiberto; et al. Present-day volcanism on Venus as evidenced from weathering rates of olivine. Science Advances. 3 January 2020, 6 (1): eaax7445. Bibcode:2020SciA....6.7445F. PMC 6941908  . PMID 31922004. doi:10.1126/sciadv.aax7445  . 
  2. ^ Wolfram, Stephen. "0.3 MPa". from Wolfram Alpha: Computational Knowledge Engine, Wolfram Research （英語）. 
  3. ^ Wolfram, Stephen. "1 MPa". from Wolfram Alpha: Computational Knowledge Engine, Wolfram Research （英語）. 
  4. ^ 4.00 4.01 4.02 4.03 4.04 4.05 4.06 4.07 4.08 4.09 Basilevsky, A. T.; J. W. Head III. The surface of Venus (PDF). Reports on Progress in Physics. 2003, 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. （原始內容 (PDF)存檔於2006-03-27）. 
  5. ^ Andrew, James. Johann Schröter, William Herschel and the Mountains of Venus: Overview. Southern Stars (Journal of the Royal Astronomical Society of New Zealand). March 2003, 42 (1). （原始內容存檔於2009-10-25）. 
  6. ^ de Pater, Imke; Lissauer, Jack J. Planetary Sciences First. Cambridge University Press. 2001. ISBN 978-0521482196. 
  7. ^ 7.0 7.1 7.2 Ivanov, Mikhail A.; Head, James W. Scientific Pamphlet, Geologic Map of the Lakshmi Planum Quadrangle (V–7), Venus (PDF). USGS. 2010 [27 September 2016]. （原始內容存檔 (PDF)於2021-04-17）. 
  8. ^ Zolotov, M.Y. Pyrite Stability on the Surface of Venus. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference. 1991, 22: 1569–1570. Bibcode:1991LPI....22.1569Z. 
  9. ^ Fegley, Bruce. Why Pyrite Is Unstable on the Surface of Venus. Icarus. 1997-08-01, 128 (2): 474–479. Bibcode:1997Icar..128..474F. doi:10.1006/icar.1997.5744. 
  10. ^ Shepard, Michael K.; Arvidson, Raymond E.; Brackett, Robert A.; Fegley, Bruce. A ferroelectric model for the low emissivity highlands on Venus. Geophysical Research Letters. 1994-03-15, 21 (6): 469–472. Bibcode:1994GeoRL..21..469S. ISSN 1944-8007. doi:10.1029/94GL00392 （英語）. 
  11. ^ Treiman, Allan; Harrington, Elise; Sharpton, Virgil. Venus' radar-bright highlands: Different signatures and materials on Ovda Regio and on Maxwell Montes. Icarus. MicroMars to MegaMars. 2016-12-01, 280: 172–182. Bibcode:2016Icar..280..172T. doi:10.1016/j.icarus.2016.07.001. 
  12. ^ 12.0 12.1 Bougher, S. W.; Hunten, D. M.; Philips, R. J.; McKinnon, William B.; Zahnle, Kevin J.; Ivanov, Boris A.; Melosh, H. J. Venus II – Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. Tucson: The University of Arizona Press. 1997: 969. ISBN 978-0-8165-1830-2. 
  13. ^ Basilevsky, A. T.; Head, J. W.; Setyaeva, I. V. Venus: Estimation of age of impact craters on the basis of degree of preservation of associated radar-dark deposits. Geophys. Res. Lett. 1 September 2003, 30 (18): 1950. Bibcode:2003GeoRL..30.1950B. CiteSeerX 10.1.1.556.5966  . doi:10.1029/2003GL017504. 
  14. ^ Kreslavsky, Mikhail A.; Ivanov, Mikhail A.; Head, James W. The resurfacing history of Venus: Constraints from buffered crater densities (PDF). Icarus. 21 December 2014, 250: 438–450 [7 October 2016]. Bibcode:2015Icar..250..438K. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.024. （原始內容 (PDF)存檔於2019-07-28）. 
  15. ^ 15.0 15.1 Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. The global resurfacing of Venus. Journal of Geophysical Research. 1994, 99 (E5): 10899 [2020-12-15]. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388. （原始內容存檔於2020-09-16）. 
  16. ^ Stevenson, David J. Planetary magnetic fields (PDF). Earth and Planetary Science Letters. 15 March 2003, 208 (1–2): 1–11 [2020-12-17]. Bibcode:2003E&PSL.208....1S. doi:10.1016/S0012-821X(02)01126-3. （原始內容存檔 (PDF)於2021-05-04）. 
  17. ^ Greeley, R., et. al., Windblown sand on Venus. Icarus 57: 112–124. 1984.; cited in Craddock, Robert A. Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus (PDF). Progress in Physical Geography. 2012, 36: 110–124 [111] [2020-12-18]. S2CID 129491924. doi:10.1177/0309133311425399. （原始內容存檔 (PDF)於2021-04-17）. 
  18. ^ Greeley, R., et. al., Windblown sand on Venus. Icarus 57: 112–124. 1984.; cited in Craddock, Robert A. Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus (PDF). Progress in Physical Geography. 2012, 36: 110–124 [112] [2020-12-18]. S2CID 129491924. doi:10.1177/0309133311425399. （原始內容存檔 (PDF)於2021-04-17）. 
  19. ^ Craddock, Robert A. Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus. Progress in Physical Geography. 2011, 36 (1): 110–124. S2CID 129491924. doi:10.1177/0309133311425399. 
  20. ^ Greeley, R., et al., Aeolian features on Venus: Preliminary Magellan results. Journal of Geophysical Research 97(E8): 13319–13345. 1992.; cited in Craddock, Robert A. Aeolian processes on the terrestrial planets: Recent observations and future focus (PDF). Progress in Physical Geography. 2012, 36: 110–124 [112] [2020-12-18]. S2CID 129491924. doi:10.1177/0309133311425399. （原始內容存檔 (PDF)於2021-04-17）. 
  21. ^ PIA00241: Venus - Lakshmi Planum and Maxwell Montes. JPL/NASA. 1996-03-07 [2010-05-20]. （原始內容存檔於2009-12-22）. 
  22. ^ Hashimoto, G. L.; Roos-Serote, M.; Sugita, S.; Gilmore, M. S.; Kamp, L. W.; Carlson, R. W.; Baines, K. H. Felsic highland crust on Venus suggested by Galileo Near-Infrared Mapping Spectrometer data. Journal of Geophysical Research: Planets. 2008, 113 (E9): E00B24. Bibcode:2008JGRE..113.0B24H. doi:10.1029/2008JE003134. 
  23. ^ David Shiga. Did Venus's ancient oceans incubate life?. New Scientist. 10 October 2007 [2020-12-17]. （原始內容存檔於2009-03-24）. 
  24. ^ 24.0 24.1 Michael J. Way; et al. Was Venus the First Habitable World of our Solar System?. Geophysical Research Letters. 26 August 2016, 43 (16): 8376–8383. Bibcode:2016GeoRL..43.8376W. PMC 5385710  . PMID 28408771. arXiv:1608.00706  . doi:10.1002/2016GL069790. 
  25. ^ Michael Cabbage and Leslie McCarthy. NASA climate modeling suggests Venus may have been habitable. NASA. 11 August 2016 [19 November 2016]. （原始內容存檔於2016-08-14）. 
  26. ^ Shannon Hall. Hellish Venus Might Have Been Habitable for Billions of Years. Scientific American. 10 August 2016 [19 November 2016]. （原始內容存檔於2016-08-11）. 
  27. ^ 27.0 27.1 Where did Venus's water go?. European Space Agency. 18 December 2008 [19 November 2016]. （原始內容存檔於2013-06-11）. 
  28. ^ Basilevsky, Alexandr T.; Head, James W. The surface of Venus. Rep. Prog. Phys. 2003, 66 (10): 1699–1734. Bibcode:2003RPPh...66.1699B. doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. 
  29. ^ Bertaux, Jean-Loup; Vandaele, Ann-Carine; Korablev, Oleg; Villard, E.; Fedorova, A.; Fussen, D.; Quémerais, E.; Belyaev, D.; et al. A warm layer in Venus' cryosphere and high-altitude measurements of HF, HCl, H2O and HDO. Nature. 2007, 450 (7170): 646–649. Bibcode:2007Natur.450..646B. PMID 18046397. S2CID 4421875. doi:10.1038/nature05974. 

參考資料

線上資源

NASA出版品

  • 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

  • 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

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