Mapování Venuše - Mapping of Venus - Wikipedia

Globální povrch Venuše

The mapování Venuše odkazuje na proces a výsledky lidského popisu geologických rysů planeta Venuše. Zahrnuje povrch radar obrázky Venuše, stavba geologické mapy a identifikace stratigrafické jednotky, objemy hornin podobného věku.

Satelitní radar poskytuje snímky povrchové morfologie pomocí fyzikálních vlastností odraz vln. Dlouhá vlnová délka mikrovlnné trouby se používají k proniknutí do hustého, zakaleného atmosféra Venuše a dosáhnout na povrch. Různé povrchové prvky odrážejí vlny s různými silami signálu a vytvářejí obrazy, ze kterých jsou mapy konstruovány.

Po shromáždění snímků povrchu Venuše začali vědci mapovat a identifikovat různé geologické materiály a jednotky podle charakteristických povrchových prvků. Různé skupiny vědců analyzovaly různé oblasti mapování, schémata a interpretaci pozorovaných rysů, aby vytvořily klasifikaci jednotek a srovnání jejich mapování.

Přehled

Planet Venus - staré versus nově zpracované pohledy (Mariner 10; 1974/2020)

Před vývojem radarového pozorování skryla hustá žlutá atmosféra Venuše povrchové prvky.[1] Ve 20. letech 20. století první Venuše ultrafialový projekt zachytil hustou atmosféru Venuše, ale neposkytl žádné informace o povrchu.

Venera program

Struktura mračen Venuše zachycená přístrojem Pioneer Venus Orbiter pomocí ultrafialového záření v roce 1979.
Hlavní článek: Venera

V letech 1961 až 1984 Sovětský svaz vyvinul Venera sondy pro povrchové mapování radarem. The Venera 4 (18. října 1967) byl první přistávací modul, který vyrobil hladké přistání na Venuši (také první pro jiný planetární objekt). Sonda fungovala asi 23 minut, než byla zničena atmosférou Venuše. The Venera série vesmírné sondy vrátil radarové snímky povrchů Venuše,[2] zobrazeno níže s místy přistání sond.

Poloha dosažených míst přistání Venera a získaná topografie radaru. Červené body označují weby vracející obrázky z povrchu, černé středové tečky stránek analýzy povrchových vzorků.

Magellan mise

Radar se syntetickou aperturou (v tomto diagramu ukazuje pohled vpravo).
Hlavní článek: Magellan (kosmická loď)

Globální povrch Venuše byl nejprve zmapován Magellan orbiter během 1990-1991 s 50 km prostorovým a 100 m vertikálním rozlišením. Během tří režimů oběžné dráhy byly povrchové obrazy přenášeny zpět na Zemi. Tyto tři oběžné pohyby kosmické lodi se nazývají mapovací cyklus 1, 2 a 3.

Během mapovacího cyklu 1 (zleva vypadající) mapování povrchů radaru na Venuši (15. září 1990 až 15. května 1991) bylo přibližně 70% povrchu Venuše mapováno radar se syntetickou clonou. V cyklu 2 (při pohledu zprava) bylo mapováno 54,5% povrchu, zejména oblasti jižního pólu a mezery od cyklu 1 během 15. května 1991 do 14. ledna 1992. Kombinace cyklu 1 a 2 vede k celkovému pokrytí 96 % mapovaného povrchu Venuše. Cyklus 3 (při pohledu zleva) vyplnil zbývající mezery a shromáždil stereofonní snímky přibližně 21,3% povrchu, čímž se celkové pokrytí zvýšilo na 98%.[3][4][5]

Obrázek SAR na Venuši. Tato mapa je mozaikou „nalevo“ vypadajících dat shromážděných během cyklu 1, vytvořených USGS z Magellan snímky.

Navrhované budoucí mapování InSAR

Hypotetický satelit využívající InSAR k měření drobných zemětřesení

Použití Interferometrický radar se syntetickou clonou (InSAR) pro mapování Venuše.[6]

Místo mapování povrchu pomocí SAR, jak to dělaly předchozí mise, by InSAR měřil pohyby terénu během událostí, jako je zemětřesení nebo tektonické pohyby. Provedením radarového mapování ve dvou oddělených časech (před a po události) na stejné ploše bylo možné odhalit změny terénu.[6][7]

Mapovací strategie

Další informace: Radarové mapování a Radar se syntetickou clonou

Z Magellan data mise, byly vyrobeny 3 typy obrazů: (1) obrázky SAR, (2) topografické obrázky a (3) snímek sklonu v měřítku.[7][8]

Zobrazování SAR

Obrázky SAR poskytují datovou sadu s nejvyšším rozlišením. Mikrovlnná trouba záření se používá k proniknutí husté atmosféry a mapování povrchu Venuše.

Snímky SAR jsou černobílé snímky, které zobrazují povrchové prvky pomocí intenzity zpětného radaru (ozvěny), a to buď kvůli povrchu drsnost nebo orientace.[7]Pro zobrazování SAR nesměřují kosmické lodě přímo dolů (nadir), ale mírně na stranu - kamkoli od přibližně 10 ° do 45 °. Je-li povrch, který je mapován, hladký, dopadající radarový puls se odráží od kosmické lodi, což má za následek slabou ozvěnu, kterou představují snímky SAR v tmavších oblastech. Na druhou stranu, pokud je povrch drsnější, pak bude více radarových vln zpětně rozptýleno a intenzita ozvěny bude silnější, což je v obrazech SAR reprezentováno světlejšími oblastmi.

Snímky SAR neposkytují barvu povrchu, pouze intenzitu odrazu radarových vln na povrchu pod určitým úhlem dopadu. Například, když na modrém víčku vlevo (při pohledu zleva) svítí světelný zdroj, na druhé straně víčka budou stíny, kde světelná vlna jsou blokovány víčkem a nedochází k žádnému odrazu. Pokud se směr pohledu změní doprava, bude stínující část (na obrázku SAR tmavá) na opačné straně.

Skutečný příklad rozdílu v pohledu směru v obrazech SAR. Stejný objekt s rozdílným směrem ukazuje v obrázku SAR úplně jiný výsledek.
Levý (levý) a pravý (pravý) obraz zobrazující rozdíl v obrázcích SAR na stejném místě na Venuši. (Snímky Venuše extrahované z USGS)

USGS pobočka astrogeologie[9] vyrobil radarové mapy Venuše s plným rozlišením (také známé jako FMAP) z dat SAR shromážděných z mise, nazývaných Magellan F-BIDR (Full Resolution Basic Image Data Records). Mapy mají pokrytí kolem 92% (kombinace 2 cyklů nalevo).[3][10] Jeho rozlišení je 75 m / pixel, což je nejvyšší rozlišení mapy Venuše.

Topografické mapování

Hlavní článek: Geologie Venuše

Topografické obrázky byly shromážděny pomocí radarová výškoměr. Ve srovnání se snímky SAR mají topografické obrázky výrazně nižší rozlišení kolem 3–5 km / pixel. Tyto obrázky ukazují nižší výšky s tmavšími pixely, vyšší výšky se zobrazují s jasnějšími pixely. I přes nízké rozlišení je užitečné studovat regionální rys Venuše, včetně počátečních důkazů o existenci trhlin.[7]

Topografická mapa Venuše

Na Venuši existují tři typy topografie

  1. Vysočiny s převýšením větším než 2 km pokrývají asi 10% povrchu
  2. Depoziční pláně s převýšením kolem 0 až 2 km pokrývají více než 50% povrchu
  3. Nížiny (akumulace erodované vysočiny) se zápornou nadmořskou výškou pokrývají zbytek povrchu

Pozorování povrchu zahrnuje impaktní krátery, sopky a lávový proud kanály, které poskytují vodítka pro odhad povrchového stáří, možných globálních resurfacingových událostí, tektonických aktivit, vnitřní struktury a povrchových procesů.

Schémata klasifikace a mapování jednotek

Různé mise mapovaly různé kartografické čtyřúhelníky povrchu Venuše. Aplikovali různá mapovací schémata a přišli s různými klasifikacemi jednotek Venuše.

Zde je tabulka porovnávající různá mapovací schémata a identifikace jednotek pomocí Magellan vědecký tým (1994),[11] Vicki L. Hansen (2005)[12] a Michail A. Ivano a James W. Head (2011).[13] Možné spárování výše uvedených jednotek je v souladu s jejich radarem zpětný rozptyl a povrchové prvky.

Mapování skupinMagellan Science Team (1994)Michail A. Ivanov a James W. Head (2011)Vicki L. Hansen (2005)
Schéma mapováníGeologické mapování v globálním měřítku systém

(definováno rozdílem v zpětném rozptylu radaru, povrchové struktuře a topografii)

Stratigrafická klasifikace Systém

(definováno globální stratigrafií s rozdělením geologického času)

(definované lokálními formacemi a deformacemi, místo globálních stratigrafických)
Klasifikace jednotekStratigrafické jednotky:Stratigrafická jednotka
(Tessera není v této klasifikaci)1. Tessera (t)1. Terén Tessera

(Další klasifikace do 7 typů podle rysů v Hansenově a Willisově práci z roku 1996[14])

2. Horské pásy (mb)
1. Linované pláně3. Hustě liniované pláně (pdl)2. Lokálně tok materiálu z jiného původu
2. Síťujte pláně4. Vyrovnané pláně (pr)
/5. Regionální pláně (rp, horní a dolní jednotky)
3. Světlé pláně/
4. Tmavé pláně6. Hladké pláně (ps)
5. Strakaté pláně7. Štítové pláně (psh)
8. Shlukové shluky (sc)
6. Digitujte pláně (pole lávového toku)9. Lobatové pláně (pl)
Geomorfní jednotky:Strukturální prvky
1. Složitý vyvýšený terén (CRT nebo tesserae)(Tesserae je geologický materiál místo strukturálních prvků)
2. Členitý a členitý terén
3. Hřebenové pásy (včetně horských pásů)1. Drážkový pás (gb)1. Sekundární struktury
4. Zlomové pásy
/2. Rift zóny (rz)
Vklady:

- Souvisí s nárazovými událostmi

Impaktní kráter tvořící materiály
1. Kráterový materiál1. Kráterové materiály (c)1. Kráterový materiál
2. Jasné difúzní usazeniny2. Impaktní kráterový tokový materiál (srov.)2. Zatopený kráterový materiál
3. Tmavé rozptýlené oblasti

Podrobnosti výše uvedeného mapovacího schématu a jednotek budou diskutovány jeden po druhém níže.

Schéma geologického mapování podle Magellan

Schéma geologického mapování v globálním měřítku Magellan vědecký tým byl velmi rané mapování provedené Magellan mise (1990-1991). Místo identifikace různých geologických materiálů v zásadě seskupil globální povrchové jednotky s jiným radarem zpětný rozptyl (bílá a tmavá na obrázcích SAR), topografie a struktura povrchu.

Mapované jednotky a jejich charakteristiky jsou uvedeny níže.

Stratigrafické jednotky

Stratigrafické jednotky v tomto schématu mapování jsou klasifikovány jako 6 typů rovin:

Stratigrafické jednotky
JednotkyRadar zpětný rozptylVlastnosti povrchuInterpretované geologické materiály
Podélné pláněMírné a homogenníHojné zlomeniny, tvořící mřížky nebo ortogonální vzory/
Síťujte pláněStřední a homogenníHojné a nízké klikaté hřebeny/
Tmavé pláněHomogenní, tmavé místní oblastiHladkýLávový tok
Světlé pláněHomogenní, světlé místní oblasti/Zaplavení lávy prodloužením a riftingem
Strakaté pláněRozsáhlé oblasti se světlými i tmavými materiályStrakaté textury s bohatými malými štíty a despoity/
Digitovat rovinySvětlé a tmavé usazeninyV číslicových vzorechPole lávového toku spojená s korunami

Geomorfní jednotky

Jednotky jsou definovány skupinami konstrukčních prvků běžně vyšší výškové oblasti s hřebeny a deformacemi:

Geomorfní jednotky
JednotkySložitý vyvýšený terén (CRT nebo tesserae)Členitý a členitý terénHřebenové pásyZlomeniny pásů
Vlastnosti povrchuHřebeny a zlomeniny s deformacemiStejné jako CRT, ale dominuje jediný směr deformacíLineární, které jsou rovnoběžné s blízkými hřebenyHusté paralelní lineární zlomeniny, hlavně kolem rovníkové a jižní oblasti
TopografieRegionální horské oblastiRegionální horské oblastiZvýšené hřebeny/
snímky
Aphrodite Terra, složitý terén
Linkovaný terén na Alpha Regio
Severní část pohoří Akna Montes s hřebenovým pásem.
Podélné pláně

Vklady

Vklady jsou hlavně impaktní kráter materiály a jejich usazeniny:

Vklady
JednotkyRadar zpětný rozptylVlastnosti povrchuobraz
Materiál kráteruImpact ejecta (jasný)/
Mapování kráteru Venuše na základě 3 jednotek: (1) materiál kráteru; (2) radarově jasné difuzní usazeniny; a (3) tmavé difuzní usazeniny
Jasné rozptýlené usazeninyRadarově jasné materiályVytváření „jemných vzorů“
Tmavé rozptýlené usazeninyRadarově tmavé materiályParabola ve tvaru

Stratigrafické klasifikační schéma

Jedním ze způsobů mapování Venuše a charakterizace geologických jednotek na Venuši je stratigrafické klasifikační schéma.[15] Mikhail A. Ivano a James W. Head (2011) mapovali oblast geotraverů na 30 ° severní šířky[16] a 0 ° severní šířky. Sledovali a diskutovali o globálním prostorovém rozložení skalních stratigrafických jednotek a struktury a navrhli jejich časovou korelaci a geologickou historii.[13]

Stratigrafické jednotky

Toto mapovací schéma naznačuje, že existuje přibližně 12 globálních stratigrafické jednotky na Venuše, které jsou přítomny na různých čtyřúhelnících.[13] Tyto stratigrafické jednotky a tvary reliéfu jsou uvedeny níže, pokud jde o mechanismy od nejstarších po nejmladší.

Tektonické jednotky

Tektonické jednotky jsou formace díky rozsáhlým procesům kůry. V tomto schématu mapování jsou tyto povrchové jednotky seskupeny do možné stejné sady geologických materiálů, znázorněné podobnými povrchovými prvky.

Regiony Tessera (t)
Obrys terén tessera uloženo na „GIS mapě Venuše“
Terén tessery (t) Maxwella Montese je na obrázku SAR vidět jako bílý

Tesserae jsou oblasti silně deformovaného terénu, většinou umístěné v horských oblastech (v nadmořské výšce větší než 2 km) na Venuši. Tato tektonická vlastnost - nebo uni— je považována za nejstarší materiál na povrchu Venuše s nejvyšší úrovní tektonické deformace.[17][18] Je vysoce topografické a je viditelné bíle na obrázcích SAR s vysokým radarem zpětný rozptyl.[19] Materiály tvořily tessa terén, který byl při mapování V-17 pojmenován jako jednotka Tt (Basilevsky, A. T., 1996).[20]

Protínající se materiálové a tektonické struktury jsou definovanou charakteristikou tessery, ale soubory nejsou vždy na obrázcích vidět.[13] Kvůli těžké tektonické deformaci obsahuje oba kontrakční rysy hřebeny a rozšiřující vlastnosti chytit a zlomeniny.[13]

Hranice tessery ukazuje nájezd jinými materiály jiných jednotek. Tímto průřezovým vztahem poskytuje důkaz, že tessera je nejstarší jednotkou ve vrstvách.[13]

Hustě lemované pláně
Hustě liniované pláně (pdl) na Venuši

Jednotka hustě liniovaných plání (pdl) je definována hustými a paralelními lineamenty zabalenými na jednotce.[13] Tvoří malou plochu na globálním povrchu Venuše kolem 7,2 x 108 km2.[13] Lineament je vzor deformace, což z něj činí typickou strukturně-materiálovou jednotku.[13]

Existují důkazy o tom, že v některých okrajech tessery došlo k zakotvení tessery materiálem pdl. Je tedy možné, že tato jednotka je mladší než jednotka tessery.[13]

Na obrázcích SAR také zobrazuje snímky s vysokým zpětným rozptylem, ale lehčí než snímky tessera.

Vyrovnané pláně (pr)
Hřebenový pás, který se tvoří v západní části vyvýšené hladké plošiny Lakshmi planiny.

Jednotka rýhovaných rovin je lávové pláně deformované hřebeny. Mají hladký povrch s relativně vyšší nadmořskou výškou než okolí.[13] Hřebeny jsou obvykle v příčném řezu symetrické a shromažďují se do prominentních pásů.[21][22]

Na místech jsou důkazy ukazující, že pr jednotka obepíná jednotku t a pdl. K deformaci pr došlo také po vytvoření jednotek t a pdl. Jednotka pr je tedy možná mladší než jednotka t i pdl.[13] Protože většina deformačních prvků na pr je daleko od vlastností na jednotkách t a pdl, je obtížné přímo zjistit věkový vztah deformace.[23][24][25] Kromě hřebenových pásů však existují další deformace podobné tesserám, což naznačuje, že v jednotce t a pr existuje určité možné překrytí doby formování.[13]

Na obrázcích SAR mají pr jednotky znatelně vyšší zpětný rozptyl radaru než okolní regionální roviny, ale nižší než jednotky tessera (t) a hustě liniové roviny (pdl). Hřebenová letadla mají starší věk ve srovnání s okolními regionálními rovinami (pr) kvůli rozdílu v radarové albedo a embayment vztahy navrhli McGill a Campbell (2006).[26]

Hlavní výskyt této jednotky se nachází mezi Vinmarou, Atalantou, Ganiki a Vellamo Planitiae, které jsou v širokém vejčitém tvaru,[27][28][29][30] a také se objevuje mezi oblastmi Ovda a Thetis a na jižní polokouli v Lavinia Planitis.[31][32]

Někteří vědci namapovali hřebeny pr jednotky jako deformované struktury namísto jednotky.[33][34][35][36][37]

Horské pásy (MB)
Perspektivní pohled na Ishtar Terra zobrazující jednotky horského pásu (mb) s Akna Montes a Freyja Montes podél západního a severozápadního okraje Lakshmi Planum a Maxwell Montes podél jeho východního okraje.

Jednotka horských pásů je jediná skutečná pohoří na Venuši v oblasti kolem Lakshmi Planum, která pokrývá pouze 1,3 x 106 km2 globálního povrchu Venuše,[27][38][39][40][41] zatímco zahrnuje strukturální deformaci různých materiálů při jejich tvorbě.[13] Na Venuši jsou mapovány celkem čtyři hlavní horské pásy, včetně pásů Danu Montes, Akna Montes, Freyje Montes a Maxwell Montes (nejvyšší hora Venuše s převýšením kolem 12 km).[13]

Při pohledu na průřezový vztah se zdá, že vnitřní hřebeny pásů jsou obklopeny materiálem regionálních rovin (pr), které pokrývaly povrch plošiny. Tam je později deformace, pokud jde o naklonění směrem k pásům a vráskám hřebeny rovnoběžné s pásem. Naznačoval vznik formace těsně před ukládáním regionálních rovin a pozdější deformací pásů.[13]

Štít pláně
Tvorba štítových kopulí.
Akruvská formace. Vyhodnocovací diagram tvorby pláně štítu z štítových kopulí v průběhu času.

Jednotky štítové pláně (psh) se vztahují na pláně se sopečnými budovami štítových prvků.[42][43][44] Ve většině regionů psh. pláně jsou koncentrovány a tvoří skupinu. Jedná se o nejstarší jednotku ve vrstvách, která nevykazuje žádnou rozsáhlou deformaci, ve které je pozorována jen malá tektonická deformace, jako například hřebeny a zlomeniny.[13] Ve srovnání s výše uvedenými jednotkami se zdá, že tato jednotka pokrývá vysoký podíl povrchu Venuše kolem 79,3 x 106 km2. Přestože je distribuce psh široce rozšířená a homogenní, existují i ​​některé regiony bez jednotek psh, včetně Lakshmi Planum a některých nížin regionálních rovin,[13] Pláně štítu jsou v průběhu času tvořeny z kopulí štítu a naznačují, že psh může být spojován jako vulkanické pláně s malými zdroji vulkanických materiálů a mírně deformovaný tektonikou.[13]

Existují vazební vztahy, které ukazují, že tato jednotka je v globálním měřítku mladší než výše uvedené vysoce tektonizované jednotky (t a pdl). Absence jednotky v některých regionech však ztěžuje její zařazení do vrstev, zejména mezi vysoce tektonizované jednotky zmíněné výše a regionální roviny, které budou zmíněny v další části.[13]

Na obrázcích SAR jednotka psh vykazuje vyšší radarový zpětný rozptyl ve srovnání s okolními překrývajícími se regionálními pláněmi, stále nižší než jednotky t, pdl a pr.[13]

Regionální pláně (rp)

Regionální rovinná jednotka (rp) je nejrozšířenější jednotka na povrchu Venuše o rozměrech přibližně 182,8 x 106 km2.[13] Je definována jako hladké a homogenní roviny, které jsou deformovány do sítí lineárních subparalelních nebo protínajících se hřebenů.[45] Tato jednotka je interpretována jako sopečný původ s překrývajícími se deformacemi vrásek. Zdroj vulkanismu však v EU není zřejmý Magellan data.[13]

Regionální pláně jsou rozděleny do hojné nižší jednotky (rp1, Rusalka Formation) s hladkým povrchem a relativně nízkým zpětným rozptylem radaru a horní jednotkou (rp2, Ituana Formation) s také hladkým povrchem, ale vyšším radarovým albedem. Hřebeny vrásek silně deformují dolní jednotku, zatímco střední deformují horní jednotku. Spodní jednotka je silně tektonizována a vystavena lávovým pláním a tokům. Mladší horní jednotka chybí ve velkých silně tektonizovaných oblastech tessery.[13]

Na obrázcích SAR se zobrazují jako střední úroveň zpětného rozptylu radaru.

Shluky štítů
Sopečné dómy na Venuši

Shluková shluková jednotka (sc) je podobná pláni štítu, ale tektonicky nedeformovaná. Na základě analýzy Crumplera a Aubeleho (2000),[46] 10% této jednotky vykazuje důkazy, že je mladší než regionální pláně (rp).[47] Některé malé shluky štítů jsou zakládány tak, že obklopují regionální pláně spodní i horní vrstvy, zatímco v některých oblastech je tato jednotka nalezena nahoře na jednotce rp a je zdeformována zvrásněnými hřebeny.[13]

Hladké pláně
Kráter Adivar. Tmavá (hladká hladká) depozice kolem kráteru.

Th Smooth plains unit (ps) patří do Gunda Formation, což je hladký a nevýrazný povrch bez tektonických značek. Tvoří pouze asi 10,3 x 106 km2 povrchu Venuše. Tyto pláně obvykle nemají impaktní krátery, což je tektonicky nedeformované.[13] Tyto pláně jsou zřídka s nízkými kopulemi. Navrhli tři typy nastavení pro tuto jednotku:

(1) Mnoho polí hladkých plání je blízko regionů s mladým vulkanismem (například Bell Regio) s laločnatými pláněmi (pl). Vztah hladkých a laločnatých plání je však nejistý.

(2) Část jednotky je umístěna jako depozice kolem nárazového kráteru, případně spojená s nárazovými událostmi.[48][49]

(3) malé psí jednotky jsou uvnitř oblastí tessery (například Ovda Regio), které se mohou sdružovat se sopečným původem,

Vzhledem k obvykle vyšší výšce hladkých plání je možné, že sopečný materiál hladkých plání je mladší jednotka.[13]

Lobovat pláně

Jednotka Lobate Plains (pl) je hladký povrch zkřížený s některými rozšiřujícími prvky spojenými s riftové zóny. Tyto funkce dosahují až přibližně 37,8 x 106 km2, což je významné. Původ laločnatých plání je považován za spojovaný s velkými sopky, které se někdy objevují s velkými kopulovitými vzestupy.[13] Jeden možný původ této jednotky je z masivních a vícenásobných erupcí z velkých a lokalizovaných sopek s malou pozdější deformací.[13]

Díky průřezovým vztahům pláně zpevňují hřebeny vrásek, které obsahují regionální pláně, což naznačuje, že laločnaté pláně jsou mladší.[13] Jelikož jsou však laločnaté pláně, hladké pláně, shluk štítu a riftové zóny často považovány za malé zlomeniny, je těžké určit jejich časový vztah.

Na snímku SAR ukazují nerovnoměrný tokový vzor podobný zpětnému rozptylu radaru.

Strukturální jednotky
Hlavní článek: Strukturní geologie

Strukturální jednotky se tvoří díky deformace. Výsledné vlastnosti závisí na stres aplikován na formaci a skvrna skal.

Tesserotvorné struktury (hřebeny a rýhy)

O hřebenových strukturách se diskutuje hlavně v části vyvýšených rovin (pr) výše.

Drážkové pásy (gb) patří do formace Agrona, která označuje hustý extenzní struktur. Tato jednotka se jeví jako sady subparallel lineamentů zlomenin nebo grabů.[13] Tato deformační jednotka tvoří až přibližně 37,1 x 106 km2 povrchu Venuše. Tyto zlomeniny jsou nejviditelnější a jsou velmi hojné na povrchu Venuše a kříží různé jednotky na povrchu. Zdá se, že jde o mladší jednotku na povrchu. Některé rozsáhlé pláně se však nacházejí v některých oblastech. Navrhuje vytvoření jednotky gb před vytvořením rovin.[13]

Hlavní rozdíl mezi jednotkou drážek a hustými liniovými pláněmi spočívá v tom, že první je pásovitý a druhý plošný.[13]

Je velmi důležité zmapovat tyto zlomeniny, protože někdy může být skalní jednotka příliš deformovaná a není rozpoznatelná, což lze podle pokynů Wilhelmse (1990) mapovat jako „materiály zlomených plání“.[50]

Na snímku SAR mají tyto zlomeniny vysoké radarové albedo, stejně vysoké jako u tesserové jednotky.[13]

Rift zóny

Jednotka Rift zón (rz) patří do souvrství Devana, které je také tvořeno hustými protahovacími strukturami s definovaným počtem trhlin a koryt obsahujících ploché podlahy.[13]

Je zjištěno, že riftové zóny jsou obvykle příbuzné s laločnatými pláněmi, což může naznačovat, že rifting souvisí s mladým vulkanismem a také vytvořenými mladými vulkanickými pláněmi.[13]

Impaktní kráter tvořící materiály
Dickinsonův kráter na Venuši. Strukturu lze jasně vidět.
Hlavní článek: Impaktní kráter

Stejně jako impaktní krátery na Země a další pozemská planetární těla, impaktní krátery na Venuši zahrnují centrální vrcholy, okraje, podlahy, stěny, vymrštěné usazeniny a odtoky z kráterů. Existují dvě skupiny materiálů, včetně nerozdělených kráterových materiálů (c) a nárazového kráterového materiálu (cf).[51]

Studium impaktních kráterů na Venuši je důležité pro objevení její geologické historie. Při testování modelu katastrofického a rovnovážného modelu (další hypotézy místo globální stratigrafie[52]) na Venuši se zjistilo, že starší regionální pláně (rp) obnášejí pouze asi 3% impaktních kráterů a mladší lalokové pláně (pl) představují asi 33% impaktní kráteru na Venuši. Naznačovalo to, že na Venuši pravděpodobně existovaly nejméně dvě geologická období:

(1) Dřívější fáze globálního vulkanického režimu (formace starších regionálních plání), kdy vysoká míra vulkanických aktivit přepsala známky impaktních kráterů

(2) Pozdější fáze síťového riftingu a vulkanického režimu (formace mladších laločnatých plání), kdy intenzita vulkanismus je snížen a umožňuje, aby více kráterů dopadalo na povrch.

Studium distribuce a náhodnosti kráterů tedy může poskytnout vodítko pro geologickou historii Venuše.[53]

Globální stratigrafie

Jednoduchá globální vrstva Venuše založená na Ivanovově a Headově modelu (2011). (Všimněte si, že je to jen jednoduchá globální vrstva, ne každá oblast na Venuši tuto vrstvu má.)

V rámci globálního stratigrafického klasifikačního schématu korelací výše zmíněných jednotek (Mikhail A. Ivano a James W. Head, 2011),[13] vědci navrhli tři fáze geologické historie Venuše:

(1) Nejranější období, období Fortunian, zahrnovalo intenzivní tvorbu tessery (t) (budování husté kůry současně).

(2) Poté přišlo období Guinevere, které nejprve vytvořilo Atropos (husté liniové pláně, pdl), Lavinia (Ridged planiny, pr), Akna (horské pásy, mb) a Agrona (drážkový pás, gb ). Později došlo ke globálnímu rozmístění formací Accruva (shied planins, psh), Rusalka (lower regional rovins, rp1) a Ituana (upper regional planins, rp2) formations. Na celém světě se objevují události vrásek. V tomto období byla obnovena většina povrchu Venuše

(3) V altlianském období existují omezené formace hladkých plání (ps), formace Gunda a shluky štítů (sc), formace Boala, pravděpodobně kvůli atlianskému vulkanismu. Došlo k významnému snížení míry vulkanismu a tektonismu.[13]Tyto navrhované události a formování jednotek však ještě nejsou plně vysvětleny úplným geologickým modelem Venuše, jako je obnova povrchu Venuše nebo hypotéza tepelné trubice.

Schéma mapování od Vicki L. Hansen (2005)

Schéma mapování, které používá Vicki L. Hansen, je založeno hlavně na regionech, namísto použití globální stratigrafie, jak to udělali Michail A. Ivano a James W. Head. Toto mapovací schéma se zaměřuje na regionální původ geologických materiálů.[14]

Tektonické jednotky

Do této skupiny patří pouze dvě hlavní jednotky. Tyto dvě jednotky jsou dále klasifikovány níže:[14]

Tessera Terrain

Terén Tessera je místně nejstarší jednotkou na Venuši.

Může být dále rozdělen do osmi skupin podle deformačních vlastností:[14]

  1. Sklopte terén
  2. Terén „Lava Flow“
  3. S-C Terrain
  4. Rozšířený skládací terén
  5. Skládaný pás terénu
  6. Basin-and-Dome Terrain
  7. „Hvězdný“ terén
  8. Tessera Inliers

Některé terény mají více deformací, ale není nutné, aby měly složitou deformaci.[14]

Tekuté materiály různého původu

Relativně nízko položené pláně jsou mapovány jako lokální toky z různých původů. Tyto materiály jsou považovány za silné mladé sedimenty, které se rychle ukládají. Na obrázcích SAR může být tokový materiál jak radarově tmavý, tak jasný.[14]

Strukturální prvky

Strukturální deformace je považována za prvek namísto jednotky.[14]

Mapovány jsou některé společné rysy, jako jsou lineární zlomeniny, hřeben a zvrásněný hřeben identifikovaný v mnoha regionech, a další místní rysy nalezené pouze v některých regionech, jako je kupole, zlomeniny pásu, páska, graben atd.[14]

Impaktní kráterotvorné materiály

Klasifikace impaktních kráterotvorných materiálů jsou (1) kráterové materiály a (2) zatopené kráterové materiály,[12] který je podobný stratigrafickému klasifikačnímu schématu.

Rozdíly mezi schématy mapování

Zde jsou některé rozdíly v terminologii a klasifikaci jednotek:

(1) Pojem „složitý vyvýšený terén (CRT nebo tesserae)“

(2) Zacházení s terénem tessery jako s globální stratigrafickou jednotkou

(3) Terminologie a klasifikace „rovin“

Terminologie „složitého vyvýšeného terénu (CRT nebo tesserae)“

Hansen (2005) navrhl, aby terén tessery neměl být pojmenován jako „složitý vyvýšený terén (CRT)“. Pro termín "složitý vyvýšený terén (CRT)" používaný organizací Magellan vědecký tým (1994),[11] přináší to zmatky.[12] Hřebeny lze také chápat jako záhyb, což je kontrakční rys. Ne všechny deformace tessery jsou však způsobeny kontrakcí.

Zacházení s terénem tessery jako s globální stratigrafickou jednotkou

Pro zacházení s terénem tessery jako s nejstarší globální jednotkou ve schématu stratigrafické klasifikace je zpochybňováno v rámci mapovacího schématu Hansena (2005).[12] Ačkoli se jedná o nejstarší jednotku mapovanou v různých oblastech Venuše, nemusí to tak být všude. Předpoklad všech tesser se utváří současně a nejstarší v celém světě zůstávají nevyzkoušené.

Terminologie a klasifikace „rovin“

Mezi terminologií Stratigraphic Classification Scheme a mapovacím schématem Hansena (2005), který Hansen (2005) navrhuje, aby byl použit „skládací materiál“ místo „rovin s různými povrchovými rysy“, existuje zásadní rozdíl v terminologii. Lze to vysvětlit třemi důvody:[12]

  1. „Roviny“ se nepoužívají k popisu geologického materiálu, ale fyzikálních vlastností povrchu.
  2. Podle základních principů geologického mapování by se k definování geologických jednotek neměla používat sekundární struktura (například liniovaná, rýhovaná a zvrásněná).
  3. Neexistují žádné důkazy o tom, že by Venušiny pláně byly vulkanickými produkty, které byly výsledkem rozsáhlé lávy

V Hansenově mapovacím schématu (2005) jsou tedy roviny definovány jako tok z různých místních původů v regionálním mapování.

Mapování čtyřúhelníků venuských geologických jednotek

Čtyřúhelníky na Venuši

Mapování čtyřúhelníků a klasifikace geologických jednotek různými skupinami výzkumníků jsou založeny hlavně na regionálních jednotkách mapovaných místně. Různé skupiny mají své vlastní seskupení jednotek, které nejsou plně v souladu s ostatními pracemi a navrhovanou globální stratigrafií. Existují také některé regionální rysy, které jsou klasifikovány regionálně.

Kartografie

The Geologický průzkum Spojených států definuje šedesát dva kartografických čtyřúhelníků pro povrch Venuše,[54] s V-1 jako region severního pólu a V-62 jako region jižního pólu. Na základě FMAP mapují různé skupiny vědců z Venuše různé čtyřúhelníky pro povrch Venuše, což vede k definování různých typů jednotek.

Zde je několik příkladů čtyřúhelníkového mapování a jejich způsobů klasifikace a seskupování pozorovaných geologických jednotek. Některé z nich mají podobnou časovou posloupnost jako výše uvedená globální stratigrafie a budou zvýrazněny níže.

Příklady klasifikace čtyřúhelníkových mapovacích jednotek

Zde je seznam příkladů porovnávajících schémata mapování a jednotky v čtyřúhelnících (regionální mapování):

ČtyřúhelníkyMapovací skupina a rok vydáníSchéma mapováníByly identifikovány stratigrafické jednotkyMapovány strukturální jednotkyJiná informace
V-5 Barrymore Quadrangle Mapping[55]Elizabeth Rosenberg a George E. McGill, 2001Podobně jako v globálním stratigrafickém mapovacím schématu s nejstarší tesserou, následovanou hustými liniovými materiály, až po další mladší materiály rovin.
  • Plains materials (p, local planins and regional planins of different features)
  • Tekuté materiály (f)
  • Corona materiály (co)
  • Lineární pásy (bl)
  • Husté liniové materiály (ld)
  • Tessera materiály (t)
  • Impaktní kráterové materiály (c)
  • Lineární pásy
  • Hřebeny vrásek
  • Radar jasný
  • Lineární funkce
  • Coronae
  • Funkce podobné Coroně
/
Mapování čtyřúhelníku V-13 Nemesis tesserae[51]Michail A. Ivanov a James E. Head, 2005Klasifikace jednotek globální stratigrafie
  • Rovinné materiály hustých liniových rovin (pdl), rýhovaných a rýhovaných rovin (prg), štítových rovin (psh), vrásčitých rýhovaných rovin (pwr) a hladkých rovin (ps)
  • Tessera material of tessera unit (t)
  • Crater material of undivided crater materials (c) and impact crater flow material (cf)
//
V-35 Ovda Regio quadrangle mapping[56]
Ovda Regio in V-35.
Leslie F. Bleamaster, III, and Vicki L. Hansen, 2005Mapping by grouping local formations and deformations, instead of global stratigraphic
  • Western regions (mainly flow materials with different origin and Ovda Regio tessera terrain )
  • Northeastern region (mainly flow materials with different origin and tessera terrain of Thetis Regio and undivided part)
  • South-central to southeastern region (mainly flow materials with different origin and Boszorkany Dorsa basal material)
  • Widespread units (Chasmata flow material, crater material, flooded crater material and tessera inlier terrain)
/
  • Regionally, the tessera unit are also the oldest unit with younger flows embaying it.
V-48 Artemis Chasma quadrangle mapping[57]Roger A.Bannister and Vicki L.Hansen, 2010Mapping by grouping local formations and deformations, instead of global stratigraphic
  • Crater materials (c)
  • Flow and shield materials (f)
  • Tectonic and fracture terrain units (fr, t)
  • Radar unit (rf)
/
  • Tectonic and fracture terrain units is the oldest unit as it is mainly the tessera unit.
  • All crater material and radar unit forms throughout the whole time period.
  • The radar units are the high backscatter radar facies marked by penetratively developed,[je zapotřebí objasnění ] and it does not represent single geological units.

Examples of regional geological mapping

Here is an example of geological map in quadrangle V-20. The units are classified as (1) tessera material, (2) plains materials, (3) materials of coronae and (4) materials of domes and miscalleneous flows, with structures like ridges, wrinkle ridge and lineations.

Ｇeological map of V-20Original SAR image of V-20
V-20 Venus geologic map
Irnini Mons on Venus (V-20)

Reference

  1. ^ Ross, F. E. (1928). "Photographs of Venus". Astrofyzikální deník. 68–92: 57
  2. ^ Goldstein, R. M.; Carpenter, R. L. (1963). "Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements". Věda. 139 (3558): 910–911.
  3. ^ A b Howington-Kraus, E., Kirk, R. L., Galuszka, D., & Redding, B. (2006). USGS Magellan stereomapping of Venus. In European Planetary Science Congress 2006 (p. 490).
  4. ^ "Mission Information: MAGELLAN". NASA / Planetary Data System. 1994-10-12. Citováno 2011-02-20.
  5. ^ Grayzeck, Ed (1997-01-08). "Magellan: Mission Plan". NASA / JPL. Citováno 2011-02-27.
  6. ^ A b Meyer, Franz J., and David T. Sandwell. "SAR interferometry at Venus for topography and change detection." Planetary and Space Science 73.1 (2012): 130-144.
  7. ^ A b C d Kazuo, O. "Recent Trend and Advance of Synthetic Aperture Radar with Selected Topics: Remote Sensing." (2013): 716-807.
  8. ^ Graff, Jamie R. MAPPING AND ANALYSIS OF THE TECTONO-MAGMATIC FEATURES ALONG THE HECATE CHASMA RIFT SYSTEM, VENUS. Diss. Carleton University Ottawa, 2014.
  9. ^ Herrick, R. R., & Sharpton, V. L. (2000). Implications from stereo‐derived topography of Venusian impact craters. Journal of Geophysical Research: Planets, 105(E8), 20245-20262.
  10. ^ Howington-Kraus, E., et al. "USGS Magellan stereomapping of Venus." European Planetary Science Congress 2006. 2006.
  11. ^ A b Senske, D. A., Saunders, R. S., & Stofan, E. R. (1994, March). The global geology of Venus: Classification of landforms and geologic history. In Lunar and Planetary Science Conference (Vol. 25, p. 1245).
  12. ^ A b C d E Hansen, V. L. (2005). Venus's shield terrain. Geological Society of America Bulletin, 117(5-6), 808-822.
  13. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó str q r s t u proti w X y z aa ab ac inzerát ae af ag ah ai aj ak al Ivanov, Mikhail A., and James W. Head. "Global geological map of Venus." Planetary and Space Science 59.13 (2011): 1559-1600.
  14. ^ A b C d E F G h Hansen, V. L., & Willis, J. A. (1996). Structural analysis of a sampling of tesserae: Implications for Venus geodynamics. Icarus, 123(2), 296-312.
  15. ^ Basilevsky, Alexander T., and James W. Head. "The geologic history of Venus: A stratigraphic view." Journal of Geophysical Research: Planets 103.E4 (1998): 8531-8544.
  16. ^ Ivanov, Mikhail A., and James W. Head. "Geology of Venus: Mapping of a global geotraverse at 30 N latitude." Journal of Geophysical Research: Planets 106.E8 (2001): 17515-17566.
  17. ^ Ivers, Carol; McGill, George. "Kinematics of a Tessera Block in the Vellamo Planitia Quadrangle". Lunar and Planetary Science. 29
  18. ^ Hansen, Vicki; Willis, James (1998). "Ribbon Terrain Formation, Southwestern Fortuna Tessera, Venus: Implications for Lithosphere Evolution". Icarus. 132 (2): 321–343.
  19. ^ Bindschadler, Duane; Head, James (1991). "Tessera Terrain, Venus: Characterization and Models for Origin and Evolution". Journal of Geophysical Research. 96 (B4): 5889–5907.
  20. ^ Basilevsky, A. T. "Geologic mapping of V17 Beta Regio quadrangle: Preliminary results." Konference o lunární a planetární vědě. Sv. 27. 1996.
  21. ^ Frank, S.L., Head, J.W., 1990. Ridge belts on Venus: morphology and origin. Earth Moon Planets 50/51, 421–470
  22. ^ Kryuchkov, V.P., 1992. Ridge belts on plains. In: Barsukov, V.L., Basilevsky, A.T., Volkov, V.P., Zharkov, V.N. (Eds.), Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics (Research Results from the USSR). University Arizona Press, Tucson, London, pp. 96–112
  23. ^ Gilmore, M.S., Head, J.W., 2000. Sequential deformation of plains at the margins of Alpha Regio, Venus: implications for tessera formation. Meteoritics Planet. Sci. 35, 667–687.
  24. ^ Ivanov, M.A., Head, J.W., 2001b. Geology of Venus: mapping of a global geotraverse at 30N latitude. J. Geophys. Res. 106, 17515–17566.
  25. ^ Basilevsky, A.T., 2008. Geologic map of the Beta Regio quadrangle (V-17), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map 3023
  26. ^ McGill, G.E., Campbell, B.A., 2006. Radar properties as clues to relative ages of ridge belts and plains on Venus. J. Geophys. Res. 111, E12006. doi:10.1029/ 2006JE002705.
  27. ^ A b Barsukov, V.L., Basilevsky, A.T., Burba, G.A., et al. (24 others), 1986. The geology and geomorphology of the Venus surface as revealed by the radar images obtained by Venera 15 and 16. J. Geophys. Res. 91, D399–D411.
  28. ^ Frank, S.L., Head, J.W., 1990. Ridge belts on Venus: morphology and origin. Earth Moon Planets 50/51, 421–470.
  29. ^ Kryuchkov, V.P., 1990. Ridge belts: are they compressional or extensional structures? Earth Moon Planets 50/51, 471–491.
  30. ^ Kryuchkov, V.P., 1992. Ridge belts on plains. In: Barsukov, V.L., Basilevsky, A.T., Volkov, V.P., Zharkov, V.N. (Eds.), Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics (Research Results from the USSR). University Arizona Press, Tucson, London, pp. 96–112.
  31. ^ Squyres, S.W., Jankowski, D.G., Simons, M., Solomon, S.C., Hager, B.H., McGill, G.E., 1992. Plains tectonism on Venus: the deformation belts of Lavinia Planitia. J. Geophys. Res. 97, 13579–13599
  32. ^ Ivanov, M.A., Head, J.W., 2001a. Geologic map of the Lavinia Planitia Quadrangle (V-55), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map I-2684.
  33. ^ Johnson, J.R., Komatsu, G., Baker, V.R., 1999. Geologic map of the Barrymore Quadrangle (V-59), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map I-2610
  34. ^ Campbell, B.A., Campbell, P.G., 2002. Geologic map of the Bell Regio Quadrangle (V-9), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map I-2743.
  35. ^ Hansen, V.L., DeShon, H.R., 2002. Geologic map of the Diana Chasma Quadrangle (V-37), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map I-2752
  36. ^ McGill, G.E., 2004. Geologic map of the Bereghinya Planitia Quadrangle (V-8), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map I-2794.
  37. ^ Campbell, B.A., Clark, D.A., 2006. Geologic map of the Mead Quadrangle (V-21), Venus. U.S. Geological Survey Sci. Inv. Map 2897.
  38. ^ Pettengill, G.H., Eliason, E., Ford, P.G., Loriot, G.B., Masursky, H., McGill, G.E., 1980. Pioneer Venus radar results: altimetry and surface properties. J. Geophys. Res. 85, 8261–8270
  39. ^ Masursky, H., Eliason, E., Ford, P.G., McGill, G.E., Pettengill, G.H., Schaber, G.G., Schubert, G., 1980. Pioneer-Venus radar results: geology from the images and altimetry. J. Geophys. Res. 85, 8232–8260.
  40. ^ Head, J.W., 1990. Formation of mountain belts on Venus: evidence for large-scale convergence, underthrusting, and crustal imbrication in Freya Montes, Ishtar Terra. Geology 18, 99–102.
  41. ^ Pronin, A.A., 1992. The Lakshmi phenomenon. In: Barsukov, V.L., Basilevsky, A.T., Volkov, V.P., Zharkov, V.N. (Eds.), Venus Geology, Geochemistry, and Geophysics (Research Results from the USSR). University Arizona Press, Tucson, London, pp. 68–81.
  42. ^ Aubele, J.C., Slyuta, E.N., 1990. Small domes on Venus: characteristics and origin. Earth Moon Planets 50/51, 493–532.
  43. ^ Head, J.W., Crumpler, L.S., Aubele, J.C., Guest, J.E., Saunders, R.S., 1992. Venus volcanism: classification of volcanic features and structures, associations, and global distribution from Magellan data. J. Geophys. Res. 97, 13153–13197.
  44. ^ Guest, J.E., Bulmer, M.H., Aubele, J., Beratan, K., Greeley, R., Head, J.W., Michaels, G., Weitz, C., Wiles, C., 1992. Small volcanic edifices and volcanism in the plains of Venus. J. Geophys. Res. 97, 15949–15966.
  45. ^ Bilotti, F., Suppe, J., 1999. The global distribution of wrinkle ridges on Venus. Icarus 139, 137–157
  46. ^ Crumpler, L.S., Aubele, J., 2000. Volcanismon Venus. In: Sigurdson, H., Houghton, B., Rymer, H., Stix, J., McNutt, S. (Eds.), Encyclopedia of Volcanoes. Academic Press, San Diego, San Francisco, New York, Boston, London, Sydney, Toronto, pp. 727–770
  47. ^ Ivanov, M.A., Head, J.W., 2004b. Stratigraphy of small shield volcanoes on Venus: criteria for determining stratigraphic relationships and assessment of relative age and temporal abundance. J. Geophys. Res. 109, NE10001. doi:10.1029/ 2004JE002252
  48. ^ Campbell, D.B., Stacy, N.J.S., Newman, W.I., Arvidson, R.E., Jones, E.M., Musser, G.S., Roper, A.Y., Schaller, C., 1992. Magellan observations of extended impact crater related features on the surface of Venus. J. Geophys. Res. 97, 16249–16278
  49. ^ Izenberg, N.R., Arvidson, R.E., Phillips, R.J., 1994. Impact crater degradation on Venusian plains. Geophys. Res. Lett. 21, 289–292.
  50. ^ Wilhelms, D.E., 1990. Geologic mapping. In: Greeley, R., Batson, R.M. (Eds.), Planetary Mapping. Cambridge University Press, pp. 208–260.
  51. ^ A b Ivanov, Mikhail A., and James W. Head. Geologic Map of the Nemesis Tesserae Quadrangle, V-13, Venus. Americké ministerstvo vnitra, US Geological Survey, 2005.
  52. ^ Hansen, Vicki L. "Venus's shield terrain." Geological Society of America Bulletin 117.5-6 (2005): 808-822.
  53. ^ Ivanov, M. A., and J. W. Head. "Volcanically embayed craters on Venus: testing the catastrophic and equilibrium resurfacing models." Planetary and Space Science 106 (2015): 116-121.
  54. ^ Tanaka, Kenneth L., et al. The Venus geologic mappers' handbook. No. 93-516. US Geological Survey, 1993.
  55. ^ Rosenberg, Elizabeth, and George E. McGill. Geologic map of the Pandrosos Dorsa quadrangle (V-5), Venus. US Department of the Interior, US Geological Survey, 2001.
  56. ^ Geological Survey (US), Leslie F. Bleamaster, III, and Vicki L. Hansen. Geologic map of the Ovda Regio Quadrangle (V-35), Venus. Americké ministerstvo vnitra, US Geological Survey, 2005.
  57. ^ Bannister, Roger A., and Vicki L. Hansen. Geologic map of the Artemis Chasma Quadrangle (V-48), Venus. US Department, of the Interior, US Geological Survey, 2010.