金星の表面の特徴

金星表面の全球レーダー地図
NASAとUSGSの基本カラーマップと高さマップデータを使用してBlenderでレンダリングされたサーフェス。

金星の表面は、火山、大きな衝突クレーター、風による浸食と堆積による地形など、地質学的特徴が大部分を占めている。金星は単一の強固な地殻プレートを反映した地形で、単峰性の標高分布（表面の90%以上が標高-1.0～2.5 kmの範囲内にある）[1] を示し、長期間にわたって地質構造が保存されている。金星表面の研究は、 1961年以降にマゼランなどいくつかの探査宇宙探査機から収集された画像、レーダー、高度測定データに基づいている（金星探査を参照）。大きさ、質量、密度、そしておそらく組成において地球と類似しているにもかかわらず、金星は地球とは異なる独特の地質を持っている。金星の表面は地球よりもはるかに古いものの、他の地球型惑星と比較すると比較的若い（5億年未満）です。これは、地球規模の地表再形成によって以前の岩石記録の多くが埋もれたためと考えられます。[2]金星は物理的な類似性から地球とほぼ同じバルク元素組成を持つと考えられていますが、正確な組成は不明です。金星の表面条件は地球よりも過酷で、気温は453～473℃、気圧は95バールです。[3]金星には水がないため、地殻の岩石はより強固になり、表面の特徴が保存されています。観測された特徴は、金星で起こっている地質学的プロセスの証拠となります。これまでに20種類の特徴が分類されています。これらのクラスには、クレーター、コロナ、ウンダエなどの局所的な特徴や、プラニティア、プラナ、テッセラなどの地域規模の特徴が含まれます。[4]

平原

金星の平原地帯の擬似カラー画像。画像左側の小さな隆起は「シールドフィールド」内の火山です。

平原は、金星にある比較的平坦な地形の広い領域で、さまざまな標高に形成されます。基準面から 1～3 km 以内の標高を持つ平原は低地平原またはplanitiaeと呼ばれ、それより上の平原は高地平原またはplanaと呼ばれています。[4]平原は金星の表面の 80% を覆い、他のケイ酸塩惑星で見られる平原とは異なり、全体に断層や亀裂が激しくなっています。構造的には、これらの平原には、しわのある尾根、地溝 ( fossaとlinea )、亀裂、断崖 ( rupes )、谷、丘 ( collis )、岩脈などが、局所的および領域的な規模で含まれています。[5]平原には、火山の溶岩流が発生源であることを示す目に見える流れのパターンが含まれることがよくあります。より顕著な溶岩流原はfluctūsと名付けられています。表面の流れのパターンの存在と横断する谷の組み合わせから、これらの平野は短期間で地球規模の溶岩流によって形成され、その後圧縮と伸張の応力にさらされた可能性が高いという仮説が立てられました。[6]構造的には、平野は多くの場合、さまざまな方向と形態の尾根（背側）または断裂（線状）の帯状に変形しています。

チャネル/谷

マゼランのレーダーモザイク。金星のナイル川よりも長い水路、バルティス渓谷の600キロの区間を示している。

金星の表面には、地上の川に似た 200 を超える水路システムと谷と呼ばれるものが存在する。これらの水路は長さや幅が異なり、惑星の平坦な地域でよく見られる。水路の長さと幅は、マゼラン画像の最小解像度から 6,800 km 以上 (バルティス谷)、最大 30 km の幅までの範囲である。それらの世界的な分布は均一ではなく、赤道地域の火山構造付近に集中する傾向がある。金星の谷は、縁の堤防や下流での狭まりや浅化など、流れの特徴も示している。水路はまた、大規模であるにもかかわらず、支流を含んでいない。しかし、金星の表面温度が高いため、液体の水は不安定であり、地上の川と比較することは困難である。これらの特徴は他の地球型惑星の溶岩流に類似しており、これらの谷は火山の流れから形成された可能性が高いという結論につながっている。これは、谷を埋め尽くす冷えた溶岩流の証拠からも示唆されています。[7]溝は非常に短い時間スケール（1～100年）で形成された可能性があり、溶岩の移動と浸食が非常に速かったことを示しています。[6] 金星の溝は形態によって分類され、単純溝、複雑溝、複合溝の3つのタイプがあります。[8]

  • 単純流路は、分岐や吻合がほとんどまたは全くない単一の流路の谷です。金星で観測される単純流路の種類には、蛇行リル、流動縁を持つ単純流路、および運河があります。蛇行リルは月で見られるものと同様で、コロナなどの火山の崩壊領域から発生する狭い侵食流路です。流動縁を持つ単純流路は明らかな流動場に位置し、源と終点が定まらず、周囲の火山からの大きな流れに流れ込むと考えられています。運河はバルティス渓谷のように、幅と深さが一定の長い流れで、放棄された流路、湾曲部、堤防を含む可能性があり、大量の厚い溶岩から発生していることを示唆しています。[7] [8]
  • 複合チャネルとは、網状、吻合状、または分流状のチャネルを指します。溶岩流堆積物上に形成されるのが一般的ですが、他の場所でも発生します。流縁のない複合チャネルは、より大きな流域システムの一部を形成し、溶岩流のチャネルが地殻に侵食される際に形成されます。流縁のある複合チャネルは侵食を受けていないように見え、個々のチャネルはレーダー特性の異なる地殻の島によって隔てられています。[7] [8]
  • 複流路は単純な流路構造と複雑な流路構造を示す。これらの流路は通常、単純な流路から始まり、遠位部で流動エネルギーが減少するにつれて分岐し、蛇行する。[7] [8]

火山活動

火山の中心

標高差22.5のマアト山。金星で2番目に高い山であり、近年活発化した楯状火山です。

金星では直径20kmを超える火山構造が1,100以上確認されており、より小規模な構造はおそらくその何倍も存在すると考えられています。これらの構造には、大規模な火山体、楯状火山地帯、個々のカルデラが含まれます。これらの構造はそれぞれ、噴出マグマ噴火の中心を表しており、噴出したマグマの量、マグマだまりの深さ、マグマ補充速度の違いが火山の形状に影響を与えます。地球と比較すると、保存されている火山帯の数は驚異的です。これは、水不足による金星の強固な地殻に基づいています。金星の火山中心は均等に分布しておらず、中心の半分以上が惑星の表面の30%未満を覆うベータ-アトラ-テミス領域内およびその周辺で発見されています。これらは中高度から高高度で発生する傾向があり、そこではリフトと伸張が一般的であり、地表へのマントルの湧昇の兆候となる。[9]金星の火山中心は、浅いマグマ溜まりを形成できるかどうかに基づいて、主に2つのカテゴリーに分類される。単一の岩体から発生する大規模な噴出と、多数の小規模な噴火地点が密集した広大な地域である。[10]

  • 単火山とは、単一の大きな山体を指します。このタイプの火山には、大火山（直径100 km以上、しばしばモンスと呼ばれる。例：テイア山、マアト山）、中火山（直径20～100 km）、およびカルデラが含まれます。これらの単一の噴火中心を持つ火山は、地殻内の浅いマグマ溜まりによって支えられています。マグマ溜まりは、マントルの湧昇と減圧溶融によってマグマが補充され、マグマ溜まりが溜まり、マグマ溜まりが閉じ込められます。マグマ溜まりが閉じ込められることで、長期にわたる噴火が可能になり、マグマの流れが生じ、大きな火山ドームや溶岩堆積物が形成されることがあります。マグマが地表に押し出される現象は、その地域のリフティングや伸張テクトニクスと関連していることが多く、ドームやマグマ流動場の形状はマグマの化学組成と粘性によって決まる。これらの火山の種類はそれぞれ、形成されたドームの形状、存在する岩石の数、ドームに沿ったリフティングの有無、放射状の破砕、マグマ溜まりの崩壊などに基づいてさらに説明できる。ドーム状の地表円錐を持つ中規模の火山はトーラス（円錐台）と名付けられ、パンケーキ状の火山はファラム（火山体）と名付けられる。[4]カルデラは、冷却するマグマ溜まりの上の変形によって形成されたと考えられている地表の円形の窪みである。金星のカルデラは、コロナと呼ばれる単純な単一の窪みと、クモ膜と呼ばれる複雑で放射状に破砕された帯として特徴付けられる。一部のカルデラはパテラ（火山体）と名付けられる。[10]
  • シールド火山地帯は、直径100～200 kmの領域で、多数の小規模な、主にシールド型の火山（20 km未満）が分布しています。このような地域には、数十から数百のシールド型火山が存在することがあります。まれに、個々のシールド型火山がコレ（colles）と名付けられることもあります。[4]これらの地域は、マグマの補充率が低すぎて地殻にマグマ溜まりを形成できない地域で形成され、その結果、地域規模で小規模な噴火が複数回発生します。これらの地域でシールド型火山が優勢であることから、シールド火山地帯という名称が付けられました。[10]

コロナ

コロナは、マントルの湧昇とそれに続く伸張による崩壊によって生じた、周囲に同心円状の亀裂を持つ大きな円形構造である。金星の表面では、構造的に異なるコロナとして湧昇と崩壊の多くのシーケンスが観測されているため、すべてのコロナは、湧昇、地形の隆起、地殻変動、重力崩壊による沈下、そして継続的な火山活動の結果として、一連の激しい火山活動を共有しているように見える。金星のコロナは地形の隆起の場所が異なり、それに応じて特徴付けられている。地形の隆起は、窪地、縁、外縁、またはこれらの場所の組み合わせで発生する可能性がある。コロナの崩壊と伸張による応力が組み合わさると、リフティングが発生し、カスマタ領域が形成される可能性がある。[9] [11]

大規模な溶岩流原

大規模な溶岩流場は、フラクタス（fluctus）地帯で見られる洪水型溶岩として説明されます。これは、単一の発生源から多数の低粘性の火山流が流れ込み、その地域を連続した流れ場として覆う地域です。一部の溶岩流は、コロナ火山の周囲に放射状に分布し、エプロン状、扇状、またはほぼ平行に配向している場合があります。大規模な溶岩流場は、大規模な火山、カルデラ、リフト構造、またはシールド火山地帯を発生源としており、多くの場合、伸張環境と関連しています。[9] [10]

地形の隆起

地形的隆起は、火山活動と地殻変動の両方の結果として生じた、ドーム状の高地形領域である。これらの領域は、基準面から 1～4 km 上に、幅は 1,000～3,000 km に及ぶ。[9] [10]これらの隆起は高密度異常と関連しており、これは地殻の下のマントルプルームがこの地域を歪ませ隆起させていることを示している。金星の地形的隆起については、支配的な地殻変動や火山活動の形態に基づき、火山優勢型、リフト優勢型、コロナ優勢型の 3 つのタイプが特定されている。ベル地域などの火山優勢型隆起では、地形的隆起の上に火山がある。リフト優勢型隆起は、リフティングとリソスフェアの薄化によって隆起したもので、ベータ地域やその上にあるテイア山が含まれる。コロナ優勢型隆起では、マグマ溜まりの重力崩壊と伸張によって隆起が起こり、テミス地域も含まれます。[9]

テッセラ

テッセラは金星特有の地形で、大陸ほどの大きさの高地（データムより 1～5 km 上）で大きく変形しており、複雑な尾根模様になっていることが多い。これらの領域は、少なくとも 2 つの構造要素が交差して形成される。テッセラは、その構造要素に基づいて分類される。テッセラの種類[12]例として、イシュタル テラやアフロディーテ テラなどがある。テッセラは、その大規模な変形から金星最古の地表地形であると考えられており、地球規模の地表再形成イベント以前の金星の状況を反映している可能性がある。[12]テッセラ地形で見つかる尾根の一部、特にイシュタル テラでは、大きな山岳（またはモンス）帯を形成する。赤道および南緯沿いのテッセラはregionesとラベル付けされ、北緯のテッセラはtesseraとラベル付けされる。[4

衝突クレーター

金星表面の衝突クレーター（レーダーデータから再構成された画像）
流星の分裂メカニズム。物体が大気圏に突入すると、摩擦熱によって弱くなり、小さな破片に砕け散り、線状のクレーターが形成されることがあります。

衝突クレーターは、地球外天体との高速衝突によって惑星表面に形成される、ほぼ円形の窪みです。金星の表面には約1000個の衝突クレーターがあります。しかし、金星系の他の惑星とは異なり、金星の厚い大気は強力なシールドを形成し、飛来する物体を減速、平坦化、そして破壊する可能性があります。金星の表面には、大気が小天体に与える影響のため、小さなクレーター（大きさ30～50 km以下）はほとんどありません。衝突角度、速度、大きさ、そして接近する天体の強さによっては、大気が飛来物を引き裂き、押し潰し、空中で溶融させる可能性があります。これは、クレーターを用いて相対的な年代を決定し、表面の特徴の絶対的な年代を概算するために用いられるため、金星の表面研究にとって重要な観測結果です。[13]

金星のクレーターは原始的な状態に保たれているため、その分類や衝突メカニズムの解釈が容易です。小さな飛来物は大気中で燃え尽き、地表に到達したものは小さな破片に砕け散り、円形の月のクレーターに似た外観の衝突クレーターのクラスターを形成します。クレーターのサイズが大きくなるにつれて、大気中での破片化の可能性は低下し、衝突クレーターは地殻の等方性反発によって中央に山が形成された、より円形になります。大気は大きな流星体を平坦化して終端速度まで減速させ、衝突時または地表付近で爆発させ、その地域に破片を降り注ぐ可能性があります。これらの爆発による衝撃波は、周囲数キロメートルにわたって平坦化する可能性があります。大きな衝突は放物線状の掘削円錐と溶岩のような破片の流れを作り出します。[14]

風成構造物

テキサス州メドウ近郊のヤルダンの例（USDA写真）

最近のマゼランの画像には、砂丘（ウンダイ）、風紋、ヤルダンなど、6,000以上の風成地形が写っている。ウンダイとヤルダンは地球にも類似物があり、地球上でそれらが形成される過程は金星で見られるものにも当てはまる。地表には広大な砂丘地帯が確認されており、その大きさは数メートルから数百メートルに及ぶ。同様に、ヤルダン地帯はミードクレーターのような場所に存在する可能性がある。[4]風紋は、卓越風が地表の地質を侵食することによって形成される平行な線状の縞である。これらの特徴は、大気が金星の表面に及ぼす侵食効果を示している。[15]

参照

参考文献

  1. ^ Ford, PG; Pettengill, GH (1992年8月25日). 「金星の地形とキロメートルスケールの傾斜」. Journal of Geophysical Research: Planets . 97 (E8): 13103– 13114. Bibcode :1992JGR....9713103F. doi :10.1029/92JE01085.
  2. ^ Basilevsky, AT; Head, JW; Schaber, GG; Strom, RG (1997). The resurfacing history of Venus (in Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp.  1047– 1084. ISBN 0816518300。
  3. ^ Taylor, SR; McLennan, SM (2010). Planetary Crusts: Their composition, origin, and evolution . The Cambridge University Press. pp.  181– 206. ISBN 9780521841863。
  4. ^ abcdef 田中, KL; センスケ, DA; プライス, M.; カーク, RL (1997). 「金星の地形学、地形・地質図作成、地層学」（『金星II』、ブーガー, SW他編）アリゾナ大学出版局. pp.  667– 694. ISBN 0816518300。
  5. ^ Banerdt, WB; McGill, GE; Zuber, MT (1997).金星の平原テクトニクス (Venus II, Bougher, SW他編) . アリゾナ大学出版局. pp.  901– 930. ISBN 0816518300。
  6. ^ ab Basilevsky, AT; Head, JW (1996年6月1日). 「金星における火山性平原の急速かつ広範な定着の証拠：バルティス渓谷地域における地層学的研究」.地球物理学研究レター. 23 (12): 1497– 1500. Bibcode :1996GeoRL..23.1497B. doi :10.1029/96GL00975.
  7. ^ abcd Baker, VR; Komatsu, G.; Parker, TJ; Gulick, VC; Kargel, JS; Lewis, JS (1992年8月25日). 「金星のチャネルと谷：マゼランデータの予備的分析」. Journal of Geophysical Research . 97 (E8): 13, 421– 13, 444. Bibcode :1992JGR....9713421B. doi :10.1029/92JE00927.
  8. ^ abcd Baker, VR; Komatsu, G.; Gulick, VC; Parker, TM (1997). Channels and Valleys (in Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp.  757– 793. ISBN 0816518300。
  9. ^ abcde Stofan, ER; Smrekar, SE (2005). 「金星の大規模地形隆起、コロナ、大規模流動場、そして大規模火山：マントルプルームの証拠か？」アメリカ地質学会特別論文. 388 : 841– 861. doi :10.1130/2005.2388(47).
  10. ^ abcde Crumpler, LS; Aubele, JC; Senske, DA; Keddie, ST; Magee, KP; Head, JW (1997). Volcanoes and centers of volcanism on Venus (in Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp.  697– 756. ISBN 0816518300。
  11. ^ ストファン、ER;ヴェーダ州ハミルトン。ジェーンズ、DM。サウスカロライナ州スムレカー (1997)。金星の冠状体: 形態と起源 (Venus II、Bougher、SW et al. 編)。アリゾナ大学出版局。ページ 931–965。ISBN​​ 0816518300。
  12. ^ ab Hansen, VL; Willis, JJ; Banerdt, WB (1997). 「テクトニック概観と統合」（Venus II, 編者 Bougher, SW） . アリゾナ大学出版局. pp.  797– 844. ISBN 0816518300。
  13. ^ McKinnon, WB; Zahnle, KJ; Ivanov, BA; Melosh, HJ (1997). Cratering on Venus: Models and observations (in Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp.  969– 1014. ISBN 0816518300。
  14. ^ Herrick, RR; Sharpton, VL; Malin, MC; Lyons, SN; Feely, K. (1997).衝突クレーターの形態学と形態測定学 (Venus II, Bougher, SW他編) . アリゾナ大学出版局. pp.  1015– 1046. ISBN 0816518300。
  15. ^ Greenley, R.; Bender, KC; Saunders, RS; Schubert, G.; Weitz, CM (1997). Aeolian processes and features on Venus (in Venus II, eds. Bougher, SW et al.) . The University of Arizona Press. pp.  547– 589. ISBN 0816518300。
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