جيولوجيا كوكب الزهرة

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 13 صور
الموسوعة الحرة
خريطة رادار عالمية لسطح كوكب الزهرة
إن المنظر نصف الكروي لكوكب الزهرة، كما كشف عنه أكثر من عقد من التحقيقات الرادارية التي بلغت ذروتها في مهمة ماجلان 1990-1994 ، يتمركز عند خط طول 180 درجة شرقًا.

جيولوجيا الزهرة هي الدراسة العلمية لسطح كوكب الزهرة وقشرته وباطنه . وهو أقرب الكواكب إلى الأرض في المجموعة الشمسية ، وأقربها إليها من حيث الكتلة، ولكنه يفتقر إلى مجال مغناطيسي داخلي وحركة تكتونية للصفائح . يتكون حوالي 75% من سطحه من صخور جرداء، معظمها صخور بركانية ، بعضها مغطى بطبقات رقيقة ومتفرقة من الغبار الصخري . وهذا يختلف اختلافًا كبيرًا عن الأرض والقمر والمريخ . توجد بعض الفوهات الناتجة عن اصطدامات نيزكية ، لكن الغالبية العظمى من سطحه خالية من الفوهات. ويعود ذلك جزئيًا إلى سمك الغلاف الجوي الزهري الذي يُشتت الأجسام الصغيرة قبل اصطدامها بالأرض، ولكن ندرة الفوهات الكبيرة قد تكون ناتجة عن إعادة تشكيل السطح بفعل النشاط البركاني، وربما يكون هذا النشاط كارثيًا. ويبدو أن النشاط البركاني هو العامل المهيمن للتغيرات الجيولوجية على كوكب الزهرة. تبدو بعض التضاريس البركانية فريدة من نوعها على هذا الكوكب، مثل القباب العنكبوتية والقباب المسطحة . توجد براكين درعية ومركبة مشابهة لتلك الموجودة على الأرض، على الرغم من أن هذه البراكين أقصر بكثير من تلك الموجودة على الأرض أو المريخ. [ 1 ] ونظرًا لأن كوكب الزهرة له نفس حجم الأرض وكثافتها وتركيبها تقريبًا، فمن المحتمل أن النشاط البركاني لا يزال مستمرًا على الكوكب حتى اليوم، كما أظهرت الدراسات الحديثة. [ 2 ]

معظم سطح الزهرة مسطح نسبيًا، وينقسم إلى ثلاث وحدات طوبوغرافية رئيسية: الأراضي المنخفضة، والأراضي المرتفعة، والسهول. في بدايات رصد الرادار، شُبّهت الأراضي المرتفعة بقارات الأرض ، لكن الأبحاث الحديثة أظهرت أن هذا التشبيه سطحي، وأن غياب حركة الصفائح التكتونية يجعل هذه المقارنة مضللة. توجد السمات التكتونية على نطاق محدود، بما في ذلك " أحزمة التشوه " الخطية المكونة من طيات وفوالق. قد تكون هذه السمات ناتجة عن تيارات الحمل الحراري في الوشاح . ترتبط العديد من السمات التكتونية، مثل الفسيفساء (مناطق واسعة من التضاريس شديدة التشوه، مطوية ومتصدعة في بعدين أو ثلاثة أبعاد)، والعنكبوتيات (تلك السمات التي تشبه شبكة العنكبوت)، بالنشاط البركاني.

لا تنتشر التضاريس الريحية على نطاق واسع على سطح كوكب الزهرة، ولكن ثمة أدلة كثيرة تشير إلى أن غلافه الجوي يُسبب التجوية الكيميائية للصخور، لا سيما في المرتفعات الشاهقة. يتميز الكوكب بجفافه الشديد، إذ لا تتجاوز نسبة بخار الماء فيه 20 جزءًا في المليون . ولا تظهر أي تضاريس تدل على وجود ماء أو جليد في الماضي في صور الرادار لسطحه. ويُظهر الغلاف الجوي أدلة نظائرية على تجريده من العناصر المتطايرة بفعل انبعاث الغازات وتآكل الرياح الشمسية عبر الزمن، مما يُشير إلى احتمال وجود ماء سائل على كوكب الزهرة في مرحلة ما من الماضي البعيد؛ إلا أنه لم يُعثر على دليل مباشر على ذلك. ولا تزال التكهنات حول التاريخ الجيولوجي لكوكب الزهرة قائمة حتى اليوم.

يصعب الوصول إلى سطح كوكب الزهرة بسبب الظروف القاسية والغطاء السحابي الدائم، وغلافه الجوي الكثيف الذي يتجاوز ضغطه 90 بارًا، ودرجات حرارته التي تصل إلى 470 درجة مئوية (878 درجة فهرنهايت)، مما يحدّ بشدة من عمر أي مسبار يهبط على سطحه. ويستند معظم ما نعرفه عنه إلى رصد الرادار المداري ، لأن سطحه محجوب بشكل دائم عن الأطوال الموجية المرئية بسبب الغطاء السحابي. إضافةً إلى ذلك، أعادت عدة مركبات هبوط بيانات من سطحه، بما في ذلك صور التقطتها مسبارات فينيرا .  

تشير الدراسات التي نُشرت في أكتوبر 2023 لأول مرة إلى أن كوكب الزهرة ربما كان يتمتع بحركة الصفائح التكتونية خلال العصور القديمة، ونتيجة لذلك، ربما كان يتمتع ببيئة أكثر ملاءمة للحياة ، وربما كان قادراً في يوم من الأيام على إيواء أشكال الحياة . [ 3 ] [ 4 ]

التضاريس

تضاريس كوكب الزهرة

سطح كوكب الزهرة مسطح نسبيًا. فعندما رسم مسبار بايونير فينوس أوربيتر خريطة لـ 93% من تضاريسه ، وجد العلماء أن المسافة الإجمالية من أدنى نقطة إلى أعلى نقطة على سطحه تبلغ حوالي 13 كيلومترًا (8.1 ميل) ، أي ما يعادل تقريبًا المسافة الرأسية بين قاع محيطات الأرض وقمم جبال الهيمالايا الشاهقة . وهذا التشابه متوقع، إذ أن أقصى تباين في الارتفاعات على أي كوكب يتحدد إلى حد كبير بقوة جاذبيته وقوة غلافه الصخري ، وهما عاملان متشابهان في كل من الأرض والزهرة. [ 5 ] : 183 

بحسب بيانات أجهزة قياس الارتفاع التابعة لمركبة بايونير فينوس المدارية ، يقع ما يقارب 51% من سطح الزهرة ضمن نطاق 500 متر (1600 قدم) من نصف قطرها المتوسط ​​البالغ 6052 كيلومترًا (3761 ميلًا) ؛ بينما لا تتجاوز نسبة السطح الواقع على ارتفاعات تزيد عن كيلومترين (1.2 ميل) من نصف القطر المتوسط ​​2%. وهذا ما يمنح الزهرة تضاريسًا حادة للغاية .   

أكدت تجربة قياس الارتفاع التي أجرتها مركبة ماجلان طبيعة سطح كوكب الزهرة بشكل عام. ووفقًا لبيانات ماجلان، يقع 80% من التضاريس ضمن نطاق كيلومتر واحد (0.62 ميل) من نصف القطر المتوسط. وتتركز أهم المرتفعات في السلاسل الجبلية المحيطة بسهل لاكشمي : جبال ماكسويل (11 كم، 6.8 ميل)، وجبال أكنا (7 كم، 4.3 ميل)، وجبال فريا (7 كم، 4.3 ميل). وعلى الرغم من أن سطح الزهرة مسطح نسبيًا، فقد رصدت بيانات قياس الارتفاع سهولًا مائلة واسعة. وينطبق هذا على الجانب الجنوبي الغربي من جبال ماكسويل، التي تبدو مائلة في بعض أجزائها بزاوية 45 درجة تقريبًا. كما سُجلت ميول بزاوية 30 درجة في جبال دانو ومنطقة ثيميس .        

المرتفعات

تضاريس أرض أفروديت

تُغطي المرتفعات حوالي 10% من سطح الكوكب، وتُعرَّف بأنها مناطق يزيد ارتفاعها عن كيلومترين (1.2 ميل) . أكبر مقاطعات المرتفعات هي أفروديت تيرا ، وإشتار تيرا ، ولادا تيرا ، بالإضافة إلى مناطق بيتا ريجيو ، وفويبي ريجيو ، وثيميس ريجيو . أما مناطق ألفا ريجيو ، وبيل ريجيو ، وإيستلا ريجيو ، وثولوس ريجيو فهي مناطق أصغر من المرتفعات.  

تتميز بعض التضاريس في هذه المناطق بقدرتها الفائقة على عكس إشارات الرادار، فتظهر ساطعة في صور رادار الفتحة التركيبية. [ 6 ] : ص 1. يُحتمل أن يكون هذا مشابهًا لخطوط الثلج على الأرض، ويرتبط على الأرجح بانخفاض درجات الحرارة والضغط فيها مقارنةً بالمناطق الأخرى نظرًا لارتفاعها، مما يسمح بظهور تركيبات معدنية مميزة. [ ملاحظة 1 ] يُعتقد أن التكوينات الصخرية في المرتفعات العالية قد تحتوي على معادن ذات ثوابت عزل كهربائي عالية، أو تكون مغطاة بها . [ 6 ] : 1. ستكون هذه المعادن ذات ثوابت العزل الكهربائي العالية مستقرة في درجات الحرارة المحيطة في المرتفعات، ولكن ليس في السهول التي تُشكل بقية سطح الكوكب. يتوافق البيريت ، وهو كبريتيد الحديد، مع هذه المعايير، ويُشتبه على نطاق واسع بأنه سبب محتمل؛ إذ يُفترض أنه ينتج عن التجوية الكيميائية للمرتفعات البركانية بعد تعرضها طويل الأمد لغلاف كوكب الزهرة الجوي الغني بالكبريت. [ ٨ ] تم التشكيك في وجود البيريت على كوكب الزهرة، حيث أظهرت نماذج الغلاف الجوي أنه قد لا يكون مستقرًا في ظل ظروف الغلاف الجوي الزهري. [ ٩ ] طُرحت فرضيات أخرى لتفسير ارتفاع انعكاسية الرادار في المرتفعات، بما في ذلك وجود مادة كهروإجهادية يتغير ثابت عزلها الكهربائي بتغير درجة الحرارة (حيث يتميز كوكب الزهرة بتدرج حراري متغير مع الارتفاع). [ ١٠ ] لوحظ أن خصائص المرتفعات الساطعة راداريًا لا تتسم بالاتساق على سطح كوكب الزهرة. فعلى سبيل المثال، تُظهر مرتفعات ماكسويل تغيرًا حادًا في الانعكاسية يشبه خط الثلج، وهو ما يتوافق مع تغير في التركيب المعدني، بينما تُظهر منطقة عوفدا اتجاهًا تصاعديًا أكثر تدريجيًا نحو السطوع. يتوافق هذا الاتجاه التصاعدي نحو السطوع في عوفدا مع بصمة كهروإجهادية، وقد اقتُرح أنه يشير إلى وجود الكلوراباتيت . [ ١١ ]

سهول الترسيب

يبلغ متوسط ​​ارتفاع سهول الترسيب من 0 إلى 2  كيلومتر وتغطي أكثر من نصف سطح الكوكب.

الأراضي المنخفضة

أما باقي السطح فهو عبارة عن أراضٍ منخفضة ، وتقع عموماً تحت مستوى الصفر. وتشير بيانات انعكاس الرادار إلى أن هذه المناطق ملساء على مستوى السنتيمتر، ربما نتيجة لتراكم الرواسب على مدى فترات زمنية طويلة.

الملاحظات السطحية

هبطت عشر مركبات فضائية بنجاح على كوكب الزهرة وأرسلت بيانات؛ جميعها أُطلقت من قبل الاتحاد السوفيتي . حملت المركبات فينيرا 9 و 10 و 13 و 14 كاميرات وأرسلت صورًا للتربة السطحية والصخور . أظهرت نتائج قياس الطيف الضوئي أن هذه المهمات الأربع أثارت سحبًا من الغبار عند الهبوط، مما يعني أن بعض جزيئات الغبار يجب أن تكون أصغر من 0.02 مم تقريبًا. أظهرت الصخور في المواقع الأربعة طبقات دقيقة، وكانت بعض الطبقات أكثر انعكاسًا من غيرها. وجدت التجارب التي أُجريت على الصخور في موقعي فينيرا 13 و14 أنها مسامية وسهلة السحق (تتحمل أحمالًا قصوى من 0.3 إلى 1 ميجا باسكال ) [ ملاحظة 2 ]، وقد تكون هذه الصخور رواسب ضعيفة التصلب أو طف بركاني. [ 7 ] : 1709 أظهرت التحليلات الطيفية أن المواد السطحية في مواقع هبوط فينيرا 9 و10 و14 وفيغا 1 و2 لها تركيبات كيميائية مشابهة للبازلت الثولييتي، بينما تشبه مواقع فينيرا 8 و13 كيميائيًا البازلت القلوي. [ 7 ] : 1707-1709 

الفوهات الناتجة عن الاصطدامات وتقديرات عمر السطح

صورة رادارية لفوهة دانيلوفا بشكل بارز

أتاحت المسوحات الرادارية الأرضية تحديد بعض الأنماط الطبوغرافية المرتبطة بالفوهات ، وحددت مسبارا فينيرا 15 وفينيرا 16 ما يقرب من 150 معلمًا من هذا القبيل يُحتمل أن يكون ناتجًا عن اصطدام. وبعد ذلك، مكّن التغطية العالمية التي وفرها مسبار ماجلان من تحديد ما يقرب من 900 فوهة نيزكية.

حفر دانيلوفا وأجلونيس وساسكيا​​

بالمقارنة مع عطارد والقمر وأجرام سماوية أخرى مماثلة، يحتوي كوكب الزهرة على عدد قليل جدًا من الفوهات. ويعود ذلك جزئيًا إلى أن غلافه الجوي الكثيف يحرق النيازك الصغيرة قبل اصطدامها بسطحه. [ 14 ] وتتفق بيانات مركبتي فينيرا وماجلان مع هذه النتائج: فهناك عدد قليل جدًا من فوهات الاصطدام التي يقل قطرها عن 30 كيلومترًا (19 ميلًا) ، وتشير بيانات ماجلان إلى عدم وجود أي فوهات يقل قطرها عن كيلومترين (1.2 ميل) . وتتميز الفوهات الصغيرة بعدم انتظامها وظهورها في مجموعات، مما يدل على تباطؤ وتفتت الأجسام المصطدمة. [ 14 ] ومع ذلك، فإن عدد الفوهات الكبيرة أقل أيضًا، وتبدو هذه الفوهات حديثة نسبيًا؛ فنادرًا ما تكون ممتلئة بالحمم البركانية، مما يدل على أنها تشكلت بعد توقف النشاط البركاني في المنطقة، وتشير بيانات الرادار إلى أنها خشنة ولم تتح لها فرصة كافية للتآكل.  

مقارنةً بالوضع على أجرام سماوية كالقمر، يصعب تحديد أعمار مناطق سطح الزهرة المختلفة بالاعتماد على عدد الفوهات، نظرًا لقلة عددها. [ 15 ] ومع ذلك، تتوافق خصائص السطح مع توزيع عشوائي تمامًا، [ 16 ] مما يعني أن سطح الكوكب بأكمله متقارب في العمر، أو على الأقل أن مساحات شاسعة منه لا تختلف كثيرًا في العمر عن المتوسط.

تشير هذه الأدلة مجتمعةً إلى أن سطح كوكب الزهرة حديث التكوين جيولوجيًا. ويبدو أن توزيع فوهات الاصطدام يتوافق بشكل كبير مع النماذج التي تفترض إعادة تشكيل شبه كاملة للكوكب. بعد هذه الفترة من النشاط المكثف، انخفضت معدلات العمليات وبدأت فوهات الاصطدام بالتراكم، مع حدوث تعديلات طفيفة وإعادة تشكيل سطحية منذ ذلك الحين.

حدث عالمي لإعادة تسطيح الأسطح

تشير تقديرات العمر المستندة إلى عدد الفوهات إلى سطح حديث نسبيًا، على عكس أسطح المريخ وعطارد والقمر الأقدم بكثير. [ ملاحظة 3 ] ويتطلب تفسير ذلك على كوكب لا يخضع لإعادة تدوير القشرة الأرضية بفعل حركة الصفائح التكتونية. إحدى الفرضيات المطروحة هي أن الزهرة خضعت لنوع من إعادة تشكيل سطحها بالكامل قبل حوالي 300 إلى 500 مليون سنة، مما أدى إلى محو آثار الفوهات القديمة. [ 17 ]

أحد التفسيرات المحتملة لهذا الحدث هو أنه جزء من عملية دورية على كوكب الزهرة. على الأرض، تسمح حركة الصفائح التكتونية بتسرب الحرارة من الوشاح عن طريق الحمل الحراري ، أي نقل مواد الوشاح إلى السطح وعودة القشرة القديمة إلى الوشاح. لكن لا توجد أدلة على وجود حركة الصفائح التكتونية على كوكب الزهرة، لذا تفترض هذه النظرية أن باطن الكوكب يسخن (بسبب تحلل العناصر المشعة) حتى تصبح مواد الوشاح ساخنة بما يكفي لدفع نفسها إلى السطح. [ 18 ] تغطي عملية إعادة تشكيل السطح اللاحقة معظم أو كل سطح الكوكب بالحمم البركانية، إلى أن يبرد الوشاح بما يكفي لبدء العملية من جديد.

توجد عدة فرضيات مختلفة حول حدث إعادة تشكيل سطح كوكب الزهرة على مستوى العالم. تقترح فرضية إعادة التشكيل الكارثية أن كوكب الزهرة قد شهد حدثًا جيولوجيًا شاملًا أدى إلى استبدال معظم سطحه خلال فترة زمنية قصيرة. تستند هذه الفرضية إلى التوزيع المتجانس نسبيًا للفوهات وعدم وجود مناطق ذات تضاريس أقدم بكثير، مما يشير إلى أن سطح الزهرة قد تجدد عالميًا في حدث متزامن. [ 19 ] في هذا السيناريو، تتراكم الحرارة الداخلية تحت غلاف صخري راكد على مدى مئات الملايين من السنين بسبب غياب حركة الصفائح التكتونية. بمجرد الوصول إلى عتبة حرارية حرجة، ينطلق حجم كبير من الصهارة، مما يتسبب في إعادة تشكيل سطح بركاني واسع النطاق وتشوه تكتوني. [ 19 ]

لدعم هذه الفرضية، أظهرت تحليلات الفوهات، بالإضافة إلى عدّها، أن عمر بقاء الفوهات على سطح كوكب الزهرة متجانس. ونظرًا للتوزيع شبه العشوائي لما يقارب 1000 فوهة ناتجة عن اصطدامات على سطح الزهرة، فإن هذا يُظهر غياب التكتل المتوقع في عملية إعادة تشكيل سطح الكوكب بشكل مستمر. [ 20 ] [ 21 ] تتوافق هذه الملاحظات مع حدث عالمي قصير الأمد.

تُشكك فرضية إعادة تشكيل السطح في حالة التوازن في فكرة حدوث حدث عالمي مفاجئ، وتفترض أن كوكب الزهرة قد شهد إعادة تشكيل مستمرة أو شبه مستمرة للسطح بفعل النشاط البركاني والتكتوني على مر تاريخه. وينص هذا النموذج على أن الفوهات إما تُدفن أو تتشوه أو تُطمس تدريجيًا على مدى فترات زمنية طويلة بفعل النشاط البركاني، مما يؤدي إلى ظهور مجموعة متجانسة ظاهريًا من الفوهات. [ 22 ] [ 23 ]

مع إدراك القيود في كلا النموذجين، ظهرت مؤخرًا دراسات تقترح سيناريوهات هجينة لإعادة تشكيل السطح. تجمع هذه السيناريوهات بين جوانب العمليات الكارثية وعمليات التوازن. في هذه النماذج، قد تحدث إعادة تشكيل السطح على شكل نبضات: فترات قصيرة من النشاط البركاني المكثف تفصلها فترات أطول من الخمول. قد تكون هذه الأحداث العرضية عالمية النطاق أو إقليمية التركيز، وعلى مدى الزمن الجيولوجي، يمكن أن تُنتج توزيع الفوهات المرصود دون الحاجة إلى مرحلة واحدة من إعادة تشكيل السطح الكارثية. [ 24 ]

تشير بيانات الرادار الحديثة والنمذجة إلى أن كوكب الزهرة قد لا يزال نشطًا جيولوجيًا. وقد يدل النشاط البركاني المحتمل في مواقع مثل مات مونس على عمليات إعادة تشكيل مستمرة، مما يرجح سيناريوهات إعادة التشكيل المتوازنة أو الهجينة. [ 25 ] كما تُظهر نمذجة ديناميكيات غلاف الزهرة في ظل نظام الغطاء الراكد تراكمًا دوريًا للحرارة وإطلاقها، وهو ما قد يؤدي بطبيعة الحال إلى سلوك غير مستقر لإعادة تشكيل السطح.

البراكين

صورة رادارية لقباب مسطحة في منطقة إيستلا على كوكب الزهرة. يبلغ عرض القبابتين الأكبر حجماً حوالي 65 كيلومتراً (40 ميلاً) وترتفعان أقل من كيلومتر واحد (0.62 ميل) فوق السهل المحيط بهما. تُعد هذه البراكين العريضة والمنخفضة نسبياً ذات القمم المسطحة نوعاً فريداً من التضاريس على كوكب الزهرة. ويُعتقد أنها تشكلت نتيجة تدفقات الحمم البركانية شديدة اللزوجة، والتي لم تتمكن من التدفق لمسافات طويلة أسفل فوهاتها.    
صورة مُولّدة حاسوبياً تُظهر قباباً مسطحة في منطقة ألفا لكوكب الزهرة . يصل ارتفاع هذه القباب في الصورة إلى 750 متراً، ويبلغ متوسط ​​قطرها 25 كيلومتراً.
سمة سطحية عنكبوتية على كوكب الزهرة

تهيمن البراكين على سطح كوكب الزهرة . ورغم تشابهه الظاهري مع الأرض، إلا أن الصفائح التكتونية النشطة في جيولوجيا الأرض غير موجودة على الزهرة. يتكون حوالي 80% من الكوكب من فسيفساء من سهول الحمم البركانية ، تتخللها أكثر من مئة بركان درعي كبير معزول ، ومئات البراكين الأصغر حجماً، بالإضافة إلى التكوينات البركانية كالأُكالة . تُعدّ هذه التكوينات الجيولوجية فريدة من نوعها تقريباً على كوكب الزهرة: هياكل ضخمة حلقية الشكل، يتراوح قطرها بين 100 و300 كيلومتر (62-186 ميلاً) ، وترتفع مئات الأمتار فوق السطح. المكان الوحيد الآخر الذي اكتُشفت فيه هذه التكوينات هو قمر ميراندا التابع لكوكب أورانوس . يُعتقد أنها تتشكل عندما تدفع أعمدة من المواد الساخنة المتصاعدة من الوشاح القشرة الأرضية إلى أعلى لتشكل قبة، ثم تنهار في مركزها مع تبريد الحمم المنصهرة وتسربها من الجوانب، تاركةً بنية تشبه التاج: الأُكالة.

تختلف الرواسب البركانية باختلاف أنواعها. ففي كثير من الأحيان، يتركز النشاط البركاني في مصدر ثابت، وتوجد الرواسب بالقرب منه. يُطلق على هذا النوع من النشاط البركاني اسم "النشاط البركاني المركزي"، حيث تُشكّل البراكين وغيرها من المعالم الجغرافية مناطق متميزة. أما النوع الثاني من النشاط البركاني، فهو ليس شعاعيًا ولا مركزيًا؛ إذ تغطي تدفقات البازلت مساحات شاسعة من السطح، على غرار هضبة الدكن على الأرض. وتنتج عن هذه الانفجارات براكين "تدفقية".

تنتشر البراكين التي يقل قطرها عن 20 كيلومترًا (12 ميلًا) بكثرة على كوكب الزهرة، وقد يصل عددها إلى مئات الآلاف أو حتى الملايين. يظهر العديد منها على شكل قباب مسطحة أو "فطائر"، يُعتقد أنها تشكلت بطريقة مشابهة للبراكين الدرعية على الأرض. [ ملاحظة 4 ] تتميز هذه البراكين ذات القباب المسطحة بشكلها الدائري تقريبًا، حيث يقل ارتفاعها عن كيلومتر واحد (0.62 ميل) وعرضها أضعاف ذلك. من الشائع العثور على مجموعات تضم مئات من هذه البراكين في مناطق تُسمى الحقول الدرعية. تتراوح أحجام قباب الزهرة بين 10 و100 ضعف حجم القباب المتكونة على الأرض. وعادةً ما ترتبط هذه القباب بـ"الكورونا" و" الفسيفساء" . يُعتقد أن هذه الفطائر تتشكل من حمم بركانية غنية بالسيليكا ذات لزوجة عالية، تندفع تحت ضغط الغلاف الجوي المرتفع لكوكب الزهرة. يُعتقد أن القباب التي تُسمى قباب الحواف المُسننة (والتي تُعرف أيضاً باسم القباب ذات الأرجل الكثيرة ) قد تعرضت لأحداث انهيارات أرضية على حوافها. وفي بعض الأحيان، يمكن رؤية رواسب من الحطام متناثرة حولها.  

على كوكب الزهرة، تُعدّ البراكين في الغالب من النوع الدرعي. ومع ذلك، يختلف شكل البراكين الدرعية على الزهرة عن البراكين الدرعية على الأرض. فعلى الأرض، قد يصل عرض البراكين الدرعية إلى بضعة عشرات من الكيلومترات، ويصل ارتفاعها إلى 10 كيلومترات (6.2 ميل) كما هو الحال في مونا كيا ، وذلك عند قياسها من قاع البحر . أما على كوكب الزهرة، فقد تغطي هذه البراكين مساحة مئات الكيلومترات، لكنها مسطحة نسبيًا، ويبلغ متوسط ​​ارتفاعها 1.5 كيلومتر (0.93 ميل) .  

من السمات الفريدة الأخرى لسطح كوكب الزهرة المستعرات (شبكات شعاعية من السدود أو الأخاديد ) والعنكبوتيات .  تتشكل المستعرات عندما تندفع كميات كبيرة من الصهارة على السطح لتشكل تلالًا وأخاديدًا شعاعية عاكسة للغاية للرادار. تشكل هذه السدود شبكة متناظرة حول النقطة المركزية التي خرجت منها الحمم، حيث قد يوجد أيضًا منخفض ناتج عن انهيار حجرة الصهارة .

سُميت العنكبيات بهذا الاسم لأنها تُشبه شبكة العنكبوت ، إذ تتميز بعدة أشكال بيضاوية متحدة المركز محاطة بشبكة معقدة من الشقوق الشعاعية تُشبه تلك الموجودة في النجوم المستعرة. ولا يُعرف ما إذا كانت هذه التكوينات، التي يبلغ عددها حوالي 250 تكوينًا، والتي تم تحديدها على أنها عنكبيات، تشترك في أصل واحد، أم أنها ناتجة عن عمليات جيولوجية مختلفة.

النشاط التكتوني

على الرغم من أن كوكب الزهرة لا يبدو أنه يمتلك نظامًا تكتونيًا عالميًا بالمعنى الدقيق للكلمة، إلا أن سطحه يُظهر سمات متنوعة مرتبطة بنشاط تكتوني محلي. فهناك ظواهر مثل الصدوع والطيات والبراكين ، والتي قد تكون مدفوعة بشكل كبير بعمليات في الوشاح.

أدى النشاط البركاني لكوكب الزهرة إلى تكوين سلاسل من الجبال المطوية، والوديان المتصدعة، والتضاريس المعروفة باسم "تيسيرا "، وهي كلمة يونانية تعني "بلاط الأرضيات". وتُظهر التيسيرا آثار دهور من الضغط والتشوه الناتج عن الشد.

على عكس التشوهات على الأرض، ترتبط التشوهات على كوكب الزهرة ارتباطًا مباشرًا بالقوى الديناميكية الإقليمية داخل وشاح الكوكب . تشير الدراسات الجاذبية إلى أن الزهرة تختلف عن الأرض في افتقارها إلى الغلاف المائع - وهي طبقة ذات لزوجة أقل وضعف ميكانيكي يسمح للصفائح التكتونية القشرية للأرض بالحركة. يشير الغياب الواضح لهذه الطبقة على كوكب الزهرة إلى أن تشوه سطح الزهرة يجب تفسيره بحركات الحمل الحراري داخل وشاح الكوكب.

تحدث التشوهات التكتونية على كوكب الزهرة على نطاقات متنوعة، أصغرها تلك المرتبطة بالكسور أو الصدوع الخطية. وفي مناطق عديدة، تظهر هذه الصدوع على شكل شبكات من الخطوط المتوازية. كما توجد قمم جبلية صغيرة متقطعة تُشبه تلك الموجودة على سطح القمر والمريخ . وتتجلى آثار النشاط التكتوني الواسع النطاق في وجود الصدوع العادية ، حيث انخفضت القشرة الأرضية في منطقة ما مقارنةً بالصخور المحيطة، بالإضافة إلى الكسور السطحية. وتُظهر صور الرادار أن هذه الأنواع من التشوه تتركز في أحزمة تقع في المناطق الاستوائية وعند خطوط العرض الجنوبية العليا . ويبلغ عرض هذه الأحزمة مئات الكيلومترات، ويبدو أنها متصلة ببعضها عبر الكوكب بأكمله، مُشكلةً شبكة عالمية مرتبطة بتوزيع البراكين.

تُشكّل الصدوع على كوكب الزهرة، الناتجة عن تمدد الغلاف الصخري ، مجموعات من المنخفضات يتراوح عرضها بين عشرات ومئات الأمتار، وتمتدّ لمسافة تصل إلى 1000 كيلومتر (620 ميلًا) . وترتبط هذه الصدوع في الغالب بمرتفعات بركانية كبيرة على شكل قباب، مثل تلك الموجودة في منطقة بيتا ، ومنطقة أتلا، والجزء الغربي من منطقة إيستلا . ويبدو أن هذه المرتفعات ناتجة عن أعمدة هائلة من الوشاح (تيارات صاعدة من الصهارة) تسببت في ارتفاعها وتصدّعها وانزلاقها ونشاطها البركاني.  

تشكلت أعلى سلسلة جبلية على كوكب الزهرة، وهي سلسلة جبال ماكسويل في منطقة عشتار ، بفعل عمليات الضغط والتمدد والحركة الجانبية. وهناك نوع آخر من المعالم الجغرافية، الموجودة في الأراضي المنخفضة، يتألف من أحزمة تلال ترتفع عدة أمتار فوق سطح الكوكب، ويبلغ عرضها مئات الكيلومترات وطولها آلاف الكيلومترات. وتوجد منطقتان رئيسيتان من هذه الأحزمة: الأولى في سهل لافينيا بالقرب من القطب الجنوبي، والثانية مجاورة لسهل أتالانتا بالقرب من القطب الشمالي.

توجد الفسيفساء بشكل رئيسي في أفروديت تيرا ، وألفا ريجيو ، وتيلوس ريجيو ، والجزء الشرقي من عشتار تيرا ( فورتونا تيسيرا ). تحتوي هذه المناطق على تراكب وتقاطع أحواض انخسافية لوحدات جيولوجية مختلفة، مما يشير إلى أنها أقدم أجزاء الكوكب. كان يُعتقد سابقًا أن الفسيفساء قارات مرتبطة بصفائح تكتونية مثل صفائح الأرض؛ ولكن في الواقع، يُرجح أنها ناتجة عن تدفقات من الحمم البازلتية التي شكلت سهولًا واسعة، والتي تعرضت بعد ذلك لتصدع تكتوني شديد. [ 7 ]

مع ذلك، تشير الدراسات التي نُشرت في 26 أكتوبر 2023 إلى أن كوكب الزهرة، ولأول مرة، ربما شهد حركة الصفائح التكتونية في العصور القديمة. ونتيجة لذلك، ربما كان يتمتع ببيئة أكثر ملاءمة للحياة ، وربما كان قادرًا في وقت من الأوقات على وجود أشكال من الحياة . [ 3 ] [ 4 ]

المجال المغناطيسي والبنية الداخلية

رسم تخطيطي مقطعي للهيكل الداخلي المحتمل

يبدو أن قشرة كوكب الزهرة يبلغ سمكها 20-25 كيلومترًا (12-16 ميلًا) في المتوسط، وتتكون من صخور سيليكاتية مافية . [ 26 ] ويبلغ سمك وشاح الزهرة حوالي 2840 كيلومترًا (1760 ميلًا) ، ومن المحتمل أن يكون تركيبه الكيميائي مشابهًا لتركيب النيازك الكوندريتية . [ 7 ] : 1729 وبما أن الزهرة كوكب أرضي ، فمن المفترض أن يكون له نواة مصنوعة من الحديد والنيكل شبه الصلبين ، ويبلغ نصف قطرها حوالي 3000 كيلومتر (1900 ميل) .   

يُحدّ بشدة عدم توفر البيانات الزلزالية من كوكب الزهرة من قدرتنا على معرفة بنية غلافه الأرضي بشكل قاطع، إلا أنه تم تعديل نماذج غلاف الأرض للتنبؤ ببنية هذا الغلاف. من المتوقع أن يتكون الجزء العلوي من الغلاف، على عمق يتراوح بين 70 و480 كيلومترًا (43 إلى 298 ميلًا)، في معظمه من معدن الأوليفين . ومع النزول عبر الغلاف، يبقى التركيب الكيميائي ثابتًا إلى حد كبير، ولكن عند عمق يتراوح بين 480 و760 كيلومترًا (300 و470 ميلًا) ، يؤدي ازدياد الضغط إلى تغيير البنية البلورية للأوليفين إلى بنية الإسبينيل الأكثر كثافة . ويحدث تحول آخر بين عمق 760 و1000 كيلومتر (470 و620 ميلًا) ، حيث تتخذ المادة بنى بلورية أكثر كثافة تدريجيًا للإلمنيت والبيروفسكيت ، وتصبح تدريجيًا أقرب إلى البيروفسكيت حتى الوصول إلى حدود اللب. [ 7 ] : 1729-1730   

يتشابه كوكب الزهرة مع الأرض في الحجم والكثافة، وبالتالي يُحتمل أن يكون تركيبه العام مماثلاً، ولكنه لا يمتلك مجالًا مغناطيسيًا قويًا . [ 7 ] : 1729-1730. يُنتج المجال المغناطيسي للأرض ما يُعرف بدينامو اللب ، وهو عبارة عن سائل موصل للكهرباء، وهو اللب الخارجي المصنوع من النيكل والحديد، والذي يدور ويشهد تيارات حمل حراري . من المتوقع أن يمتلك كوكب الزهرة لبًا موصلًا للكهرباء بتركيب مشابه، وعلى الرغم من أن فترة دورانه طويلة جدًا (243.7 يومًا أرضيًا)، تُظهر المحاكاة أن هذه الفترة كافية لتوليد دينامو. [ 27 ] وهذا يعني أن كوكب الزهرة يفتقر إلى تيارات الحمل الحراري في لبه الخارجي. تحدث تيارات الحمل الحراري عندما يكون هناك فرق كبير في درجة الحرارة بين الجزء الداخلي والخارجي من اللب، ولكن نظرًا لعدم وجود صفائح تكتونية على كوكب الزهرة لتصريف الحرارة من الوشاح، فمن المحتمل أن يكون الوشاح الدافئ يُثبط تيارات الحمل الحراري في اللب الخارجي. من المحتمل أيضًا أن يفتقر كوكب الزهرة إلى لب داخلي صلب لنفس السبب، إذا كان اللب شديد الحرارة أو لا يخضع لضغط كافٍ لتجميد النيكل والحديد المنصهر فيه. [ 7 ] : 1730 [ ملاحظة 5 ]

تدفقات وقنوات الحمم البركانية

تدفقت الحمم البركانية المتدفقة من كالديرا أمافارو (على بعد 300 كم خارج الصورة) فوق التلال الواقعة على يسار المركز وتجمعت إلى يمينها.
قناة حمم بركانية متفرعة بعرض 2 كم في سهل سدنا

غالبًا ما تكون تدفقات الحمم البركانية على كوكب الزهرة أكبر بكثير من نظيرتها على الأرض، إذ يصل طولها إلى مئات الكيلومترات وعرضها إلى عشرات الكيلومترات. ولا يزال سبب وصول هذه الحقول البركانية أو التدفقات الفصية إلى هذه الأحجام غير معروف، ولكن يُعتقد أنها ناتجة عن ثورات بركانية هائلة من الحمم البازلتية منخفضة اللزوجة، تنتشر لتشكل سهولًا واسعة ومسطحة. [ 7 ]

يوجد على الأرض نوعان معروفان من الحمم البازلتية: ʻaʻa و pāhoehoe . تتميز حمم ʻaʻa بنسيج خشن على شكل كتل متكسرة ( كلنكرز ). أما حمم pāhoehoe فتُعرف بمظهرها الوسادي أو الحبلي. تظهر الأسطح الخشنة ساطعة في صور الرادار، مما يُساعد على تحديد الاختلافات بين حمم ʻaʻa و pāhoehoe. كما قد تعكس هذه الاختلافات تباينًا في عمر الحمم ودرجة حفظها. تُعد القنوات وأنابيب الحمم (القنوات التي بردت وتشكلت فوقها قبة) شائعة جدًا على كوكب الزهرة. قام عالما الفلك الكوكبي من جامعة ولونغونغ في أستراليا، الدكتور غرايم ميلفيل والبروفيسور بيل زيلي، بدراسة هذه الأنابيب، باستخدام بيانات من وكالة ناسا، على مدى سنوات عديدة، وخلصا إلى أنها منتشرة على نطاق واسع، ويصل حجمها إلى عشرة أضعاف حجم تلك الموجودة على الأرض. [ 28 ] قال ميلفيل وزيلي إن الحجم الهائل لأنابيب الحمم البركانية الزهرية (عشرات الأمتار عرضًا ومئات الكيلومترات طولًا) يمكن تفسيره بتدفقات الحمم البركانية السائلة للغاية جنبًا إلى جنب مع درجات الحرارة العالية على كوكب الزهرة، مما يسمح للحمم البركانية بالتبريد ببطء.

ترتبط حقول تدفق الحمم البركانية في الغالب بالبراكين. وتحيط بالبراكين المركزية تدفقات واسعة تشكل نواة البركان. كما ترتبط هذه الحقول بفوهات الشقوق، والهالات البركانية ، والتجمعات الكثيفة من القباب البركانية ، والمخاريط ، والآبار، والقنوات.

بفضل مهمة ماجلان ، تم تحديد أكثر من 200 قناة ومجمع وادي. صُنفت هذه القنوات إلى بسيطة ومعقدة ومركبة. تتميز القنوات البسيطة بوجود قناة رئيسية واحدة طويلة. تشمل هذه الفئة الأخاديد المشابهة لتلك الموجودة على سطح القمر ، ونوعًا جديدًا يُسمى "القنوات القمرية" (canali )، ويتكون من قنوات طويلة وواضحة تحافظ على عرضها على امتداد مسارها. يبلغ طول أطول قناة من هذا النوع ( وادي بالتيس ) أكثر من 6800 كيلومتر (4200 ميل) ، أي ما يُعادل سدس محيط الكوكب تقريبًا. 

تشمل القنوات المعقدة شبكات متفرعة ، بالإضافة إلى شبكات التوزيع. وقد لوحظ هذا النوع من القنوات في العديد من الفوهات النيزكية وتدفقات الحمم البركانية الكبيرة المرتبطة بحقول تدفق الحمم الرئيسية. تتكون القنوات المركبة من أجزاء بسيطة ومعقدة. وتُظهر أكبر هذه القنوات شبكة متفرعة وتلالاً معدلة تشبه تلك الموجودة على سطح المريخ .

على الرغم من أن شكل هذه القنوات يوحي بقوة بالتآكل الناتج عن السوائل، إلا أنه لا يوجد دليل على أنها تشكلت بفعل الماء. في الواقع، لا يوجد أي دليل على وجود الماء في أي مكان على كوكب الزهرة خلال الـ 600 مليون سنة الماضية. وبينما تُعدّ النظرية الأكثر شيوعًا لتفسير تكوّن هذه القنوات هي أنها ناتجة عن التآكل الحراري بفعل الحمم البركانية، توجد فرضيات أخرى، منها أنها تشكلت بفعل سوائل ساخنة تشكلت وقُذفت أثناء الاصطدامات.

العمليات السطحية

خريطة لكوكب الزهرة تم تجميعها من البيانات التي سجلتها مركبة الفضاء بايونير فينوس أوربيتر التابعة لناسا بدءًا من عام 1978

رياح

لا يوجد ماء سائل أو جليد على كوكب الزهرة، وبالتالي فإن العامل الوحيد للتآكل الفيزيائي الموجود (باستثناء التآكل الحراري الناتج عن تدفقات الحمم البركانية) هو الرياح. وقد أظهرت تجارب نفق الرياح أن كثافة الغلاف الجوي تسمح بنقل الرواسب حتى مع نسيم خفيف. [ 29 ] لذلك، لا بد أن يكون لندرة التضاريس الريحية الظاهرية سبب آخر. [ 30 ] وهذا يعني أن جزيئات الرمل القابلة للنقل نادرة نسبيًا على الكوكب؛ وهو ما قد يكون نتيجة لمعدلات تآكل ميكانيكي بطيئة للغاية. [ 31 ] : ص 112. قد تكون عملية تكوين الفوهات الناتجة عن اصطدام النيازك هي العملية الأكثر أهمية لإنتاج الرواسب على كوكب الزهرة ، وهو ما يدعمه الارتباط الظاهر بين فوهات الاصطدام والتضاريس الريحية في اتجاه الرياح. [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]

تتجلى هذه العملية في المقذوفات الناتجة عن فوهات النيازك التي تقذف على سطح كوكب الزهرة. ترتفع المواد المقذوفة أثناء اصطدام النيازك إلى الغلاف الجوي، حيث تنقلها الرياح غربًا. وعندما تترسب هذه المواد على السطح، فإنها تشكل أنماطًا على شكل قطع مكافئ . يمكن أن يتشكل هذا النوع من الترسبات فوق تضاريس جيولوجية متنوعة أو تدفقات الحمم البركانية. ولذلك، تُعد هذه الترسبات أحدث التكوينات على الكوكب. تكشف صور مسبار ماجلان عن وجود أكثر من 60 من هذه الترسبات ذات الشكل القطعي المكافئ، والمرتبطة باصطدامات النيازك.

تُعزى عملية تجديد سطح كوكب الزهرة إلى المواد المقذوفة التي تحملها الرياح، بسرعات تُقارب مترًا واحدًا في الثانية، وفقًا لقياسات مركبة فينيرا الفضائية. ونظرًا لكثافة الغلاف الجوي السفلي للزهرة، فإن الرياح كافية لإحداث تآكل السطح ونقل المواد الدقيقة. في المناطق المغطاة برواسب المقذوفات، يمكن العثور على خطوط الرياح والكثبان الرملية والياردانغ . تتشكل خطوط الرياح عندما تهب الرياح حاملةً معها المواد المقذوفة والرماد البركاني، مُرسبةً إياها فوق العوائق الطبوغرافية كالقباب. ونتيجةً لذلك، تتعرض الجوانب المواجهة للرياح من القباب لتأثير الحبيبات الصغيرة التي تُزيل الغطاء السطحي. تكشف هذه العمليات عن المواد الموجودة أسفلها، والتي تتميز بخشونة مختلفة، وبالتالي خصائص مختلفة تحت الرادار، مقارنةً بالرواسب المتكونة.

تتشكل الكثبان الرملية نتيجة ترسب جزيئات بحجم حبيبات الرمل ذات أشكال متموجة. أما الياردانغ، فتتشكل عندما تقوم المواد المنقولة بالرياح بنحت الرواسب الهشة، مُحدثةً أخاديد عميقة.

تتخذ أنماط الرياح الخطية المصاحبة للفوهات الناتجة عن الاصطدامات مسارًا باتجاه خط الاستواء. يشير هذا الاتجاه إلى وجود نظام دوران لخلايا هادلي بين خطوط العرض المتوسطة وخط الاستواء. وتؤكد بيانات رادار ماجلان وجود رياح قوية تهب شرقًا على السطح العلوي لكوكب الزهرة، ورياح مدارية على سطحه.

التآكل الكيميائي

يحدث التآكل الكيميائي والميكانيكي لتدفقات الحمم البركانية القديمة نتيجة تفاعلات سطح الأرض مع الغلاف الجوي بوجود ثاني أكسيد الكربون وثاني أكسيد الكبريت (انظر دورة الكربونات والسيليكات لمزيد من التفاصيل). يُعد هذان الغازان أول وثالث أكثر الغازات وفرةً على سطح الكوكب، على التوالي؛ أما ثاني أكثر الغازات وفرةً فهو النيتروجين الخامل . من المحتمل أن تشمل هذه التفاعلات تحلل السيليكات بفعل ثاني أكسيد الكربون لإنتاج الكربونات والكوارتز ، بالإضافة إلى تحلل السيليكات بفعل ثاني أكسيد الكبريت لإنتاج كبريتات الكالسيوم اللامائية والكوارتز .

الماء السائل القديم

افترض معهد غودارد لدراسات الفضاء التابع لناسا ، وغيره، أن كوكب الزهرة ربما كان يحوي محيطًا ضحلًا في الماضي لمدة تصل إلى ملياري عام، [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] بكمية مياه تضاهي كمية المياه على الأرض. [ 40 ] وبناءً على المعايير المستخدمة في نموذجهم النظري، يُحتمل أن يكون آخر ماء سائل قد تبخر قبل 715 مليون عام. [ 37 ] حاليًا، الماء الوحيد المعروف على كوكب الزهرة هو على شكل كمية ضئيلة من بخار الماء في الغلاف الجوي (20 جزءًا في المليون ). [ 7 ] [ 41 ] ولا يزال الهيدروجين ، وهو أحد مكونات الماء، يتسرب إلى الفضاء حتى اليوم، كما رصدته مركبة فينوس إكسبريس الفضائية التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية . [ 40 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ على كوكب الزهرة، ينخفض ​​متوسط ​​درجة الحرارة بنحو 8 كلفن لكل كيلومتر ارتفاع، بحيث يبلغ متوسط ​​فرق درجة الحرارة بين قمة جبال ماكسويل وأدنى الأحواض حوالي 100 كلفن. وهذا يفوق بكثير متوسط ​​فروق درجات الحرارة الناتجة عن خطوط العرض، وكذلك فروق درجات الحرارة بين جانبي الكوكب، والتي لا تتجاوز 2 كلفن. [ 7 ] : 1707
  2. ↑ يبلغ ضغط 0.3 ميجا باسكال تقريبًا مقدار الضغط الذي يمارسه الماء المتدفق من خرطوم حديقة عادي. أما ضغط 1 ميجا باسكال فهو أقل بقليل من ضغط عضة الإنسان العادي. [ 12 ] [ 13 ]
  3. يُعدّ تحديد عمر التكوينات الجيولوجية عن طريق عدّ الفوهات ركيزة أساسية راسخة وغير مكلفة نسبيًا في علم الكواكب. لم يسبق تحديد عمر أي صخرة من كوكب الزهرة باستخدام الطرق المختبرية، لعدم وجود نيازك معروفة منه، وعدم عودة أي مركبة فضائية بعينات منه إلى الأرض. ونظرًا لجاذبية الكوكب الهائلة وغلافه الجوي الكثيف، فمن غير المرجح أن يتغير هذا الوضع في المستقبل القريب.
  4. ↑ لكن لاحظ التباين: يرتبط النشاط البركاني الدرعي على الأرض بالحمم البركانية منخفضة اللزوجة، في حين أن قباب الزهرة ناتجة عن حمم بركانية عالية اللزوجة ولزجة للغاية.
  5. ↑ إذا لم يكن هناك لب داخلي يتجمد تدريجياً، فلن يكون هناك إطلاق للحرارة الكامنة للتبلور هناك لزيادة حدة تدرج درجة الحرارة وزيادة الحمل الحراري.

مراجع

  1. ↑ كيدي، إس تي؛ هيد، جيه دبليو (1994-06-01). "توزيع الارتفاعات والارتفاعات للبراكين الكبيرة على كوكب الزهرة". علوم الكواكب والفضاء . 42 (6): 455-462 . Bibcode : 1994P & SS...42..455K . doi : 10.1016/0032-0633(94)90088-4 . ISSN 0032-0633 . 
  2. ↑ جاستن فيليبرتو وآخرون (3 يناير 2020). "النشاط البركاني الحالي على كوكب الزهرة كما يتضح من معدلات تجوية الأوليفين" . مجلة ساينس أدفانسز . 6 (1) eaax7445. Bibcode : 2020SciA....6.7445F . doi : 10.1126/sciadv.aax7445 . PMC 6941908. PMID 31922004 .   
  3. 1 2 تشانغ، كينيث (26 أكتوبر 2023). "قبل مليارات السنين، ربما كان لكوكب الزهرة سمة رئيسية شبيهة بالأرض - دراسة جديدة تُشير إلى أن الكوكب الثاني الجهنمي في النظام الشمسي ربما كان يتمتع في يوم من الأيام بتكتونية الصفائح التي ربما جعلته أكثر ملاءمة للحياة" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه في 27 أكتوبر 2023 .{{cite news}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
  4. 1 2 ويلر، ماثيو ب.؛ وآخرون . (26 أكتوبر 2023). "تفسير النيتروجين الجوي لكوكب الزهرة من خلال تكتونية الصفائح القديمة" . مجلة نيتشر لعلم الفلك . 7 (12): 1436-1444 . Bibcode : 2023NatAs...7.1436W . doi : 10.1038/s41550-023-02102-w . تاريخ الاسترجاع: 27 أكتوبر 2023 . {{cite journal}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
  5. ↑ دي باتر، إمكي؛ ليسور، جاك جيه. (2001). علوم الكواكب ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN  978-0-521-48219-6.
  6. 1 2 إيفانوف، ميخائيل أ.؛ هيد، جيمس و. (2010). كتيب علمي، خريطة جيولوجية لرباعي لاكشمي بلانوم (V–7)، كوكب الزهرة (PDF) . هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية . تم الاطلاع عليه بتاريخ 27 سبتمبر 2016 .
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 باسيلفسكي، أ. ت.؛ ج. و. هيد الثالث (2003). "سطح الزهرة" (ملف PDF) . تقارير عن التقدم في الفيزياء . 66 (10): 1699-1734 . رمز Bibcode : 2003RPPh...66.1699B . doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . S2CID 250815558. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) بتاريخ 27-03-2006. 
  8. ↑ زولوتوف، م.ي. (1991). "استقرار البيريت على سطح الزهرة". ملخصات مؤتمر علوم القمر والكواكب . 22 : 1569-1570 . Bibcode : 1991LPI....22.1569Z .
  9. ↑ فيجلي، بروس (1997-08-01). "لماذا البيريت غير مستقر على سطح الزهرة؟". إيكاروس . 128 (2): 474-479 . Bibcode : 1997Icar..128..474F . doi : 10.1006/icar.1997.5744 .
  10. ↑ شيبارد، مايكل ك.؛ أرفيدسون، ريموند إي.؛ براكيت، روبرت أ.؛ فيجلي، بروس (15 مارس 1994). "نموذج كهروإجهادي للمرتفعات ذات الانبعاثية المنخفضة على كوكب الزهرة". رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 21 (6): 469-472 . Bibcode : 1994GeoRL..21..469S . doi : 10.1029/94GL00392 . ISSN 1944-8007 . 
  11. ↑ تريمان، آلان؛ هارينغتون، إليز؛ شاربتون، فيرجيل (2016-12-01). "مرتفعات الزهرة الساطعة بالرادار: بصمات ومواد مختلفة على أوفدا ريجيو وماكسويل مونتيس". إيكاروس . من ميكرومارس إلى ميغامارس. 280 : 172-182 . Bibcode : 2016Icar..280..172T . doi : 10.1016/j.icarus.2016.07.001 .
  12. ↑ "Wolfram-Alpha: محرك المعرفة الحسابية" . wolframalpha.com .
  13. ↑ "Wolfram-Alpha: محرك المعرفة الحسابية" . wolframalpha.com .
  14. 1 2 بوغر، إس دبليو؛ هانتن، دي إم؛ فيليبس، آر جيه؛ ماكينون، ويليام بي؛ زانلي، كيفن جيه؛ إيفانوف، بوريس إيه؛ ميلوش، إتش جيه (1997). الزهرة 2 - الجيولوجيا، والجيوفيزياء، والغلاف الجوي، وبيئة الرياح الشمسية . توسون: مطبعة جامعة أريزونا . ص 969. ISBN  978-0-8165-1830-2.
  15. ↑Basilevsky, A. T.; Head, J. W.; Setyaeva, I. V. (1 September 2003). "Venus: Estimation of age of impact craters on the basis of degree of preservation of associated radar-dark deposits". Geophys. Res. Lett. 30 (18): 1950. Bibcode:2003GeoRL..30.1950B. CiteSeerX 10.1.1.556.5966. doi:10.1029/2003GL017504. S2CID 7746232.
  16. ↑Kreslavsky, Mikhail A.; Ivanov, Mikhail A.; Head, James W. (21 December 2014). "The resurfacing history of Venus: Constraints from buffered crater densities"(PDF). Icarus. 250: 438–450. Bibcode:2015Icar..250..438K. doi:10.1016/j.icarus.2014.12.024. Archived from the original(PDF) on 28 July 2019. Retrieved 7 October 2016.
  17. ↑Strom, Robert G.; Schaber, Gerald G.; Dawson, Douglas D. (1994). "The global resurfacing of Venus". Journal of Geophysical Research. 99 (E5): 10899. Bibcode:1994JGR....9910899S. doi:10.1029/94JE00388.
  18. ↑Battaglia, Steven M. (March 2016). "Venus: Could Resurfacing Events be Triggered by Sun's Oscillations through the Galactic Mid-Plane?"(PDF). The 47th Lunar and Planetary Science Conference.
  19. 12Byrne, P. K., et al. (2023). Venus resurfacing and the resurfacing styles debate: A review and synthesis. Space Science Reviews, 219, 23. https://doi.org/10.1007/s11214-023-00966-y
  20. ↑McKinnon, W. B., et al. (1997). Cratering on Venus: Models and observations. In Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment, pp. 969–1014.
  21. ↑Strom, R. G., et al. (1994). The global resurfacing of Venus. Journal of Geophysical Research: Planets, 99(E5), 10899–10926.
  22. ↑Phillips, R. J., et al. (1992). Impact craters and Venus resurfacing history. Journal of Geophysical Research: Planets, 97(E10), 15923–15948.
  23. ↑Basilevsky, A. T., & Head, J. W. (2002). Venus: Analysis of the degree of impact crater retention and implications for resurfacing history. Geological Society of America Special Paper, 365, 105–139.
  24. ↑ بيرن، ب.ك.، وآخرون (2023). إعادة تشكيل سطح كوكب الزهرة ونقاش أساليب إعادة التشكيل: مراجعة وتلخيص. مجلة مراجعات علوم الفضاء ، 219، 23. https://doi.org/10.1007/s11214-023-00966-y
  25. ↑ هيريك، آر آر، وهينسلي، إس. (2023). التغيرات السطحية التي لوحظت على بركان في كوكب الزهرة خلال مهمة ماجلان. مجلة ساينس ، 379(6636)، 900-904.
  26. ^ خيمينيز دياز، ألبرتو. رويز، خافيير. كيربي، جون ف. روميو، اجناسيو. تيجيرو، روزا؛ كابوتي ، رامون (2015/11/01). "بنية الغلاف الصخري للزهرة من الجاذبية والتضاريس" . ايكاروس . 260 : 215 – 231. بيب كود : 2015Icar..260..215J . دوى : 10.1016/j.icarus.2015.07.020 . اتش دي ال : 20.500.11937/33938 . ISSN 0019-1035 . 
  27. ↑ ستيفنسون، ديفيد ج. (15 مارس 2003). "الحقول المغناطيسية الكوكبية" (ملف PDF) . رسائل علوم الأرض والكواكب . 208 ( 1-2 ): 1-11 . Bibcode : 2003E & PSL.208....1S . doi : 10.1016/S0012-821X(02)01126-3 .
  28. ↑ زيلي، ويليام؛ ميلفيلي، غرايم؛ كريج، م. (1993). "كشف النقاب عن فينوس - صور ماجلان" . تم الاسترجاع في 10 يونيو 2025 .
  29. ↑ غريلي، ر.؛ وآخرون (1984). "الرمال التي تحملها الرياح على كوكب الزهرة". إيكاروس . 57 : 112-124 . doi : 10.1016/0019-1035(84)90013-7 ؛ ورد ذكره في: كرادوك، روبرت أ. (2012). "العمليات الريحية على الكواكب الأرضية: ملاحظات حديثة وتوجهات مستقبلية". التقدم في الجغرافيا الفيزيائية . 36 (1): 110-124 [111]. Bibcode : 2012PrPG...36..110C . doi : 10.1177/0309133311425399 . hdl : 10088/17607 . S2CID 129491924 . 
  30. ↑ غريلي، ر.؛ وآخرون (1984). "الرمال التي تحملها الرياح على كوكب الزهرة". إيكاروس . 57 : 112-124 . doi : 10.1016/0019-1035(84)90013-7 ؛ ورد ذكره في: كرادوك، روبرت أ. (2012). "العمليات الريحية على الكواكب الأرضية: ملاحظات حديثة وتوجهات مستقبلية". التقدم في الجغرافيا الفيزيائية . 36 : 110-124 [112]. Bibcode : 2012PrPG...36..110C . doi : 10.1177/0309133311425399 . hdl : 10088/17607 . S2CID 129491924 . 
  31. ↑ كرادوك، روبرت أ. (2011). "العمليات الريحية على الكواكب الأرضية: ملاحظات حديثة وتوجهات مستقبلية". التقدم في الجغرافيا الفيزيائية . 36 (1): 110-124 . Bibcode : 2012PrPG...36..110C . doi : 10.1177/0309133311425399 . S2CID 129491924 . 
  32. ↑ غريلي، ر.، وآخرون، السمات الريحية على كوكب الزهرة: نتائج ماجلان الأولية . مجلة البحوث الجيوفيزيائية 97(E8): 13319-13345. 1992؛ مذكور في كرادوك، روبرت أ. (2012). "العمليات الريحية على الكواكب الأرضية: ملاحظات حديثة وتوجهات مستقبلية" (ملف PDF) . التقدم في الجغرافيا الفيزيائية . 36 : 110-124 [112]. Bibcode : 2012PrPG...36..110C . doi : 10.1177/0309133311425399 . S2CID 129491924 . 
  33. ↑ غريلي، ر.، وآخرون، 1995. السمات والعمليات المتعلقة بالرياح على كوكب الزهرة: ملخص نتائج ماجلان . إيكاروس 115: 399-420.؛ مذكور في كرادوك، روبرت أ. (2012). "العمليات الريحية على الكواكب الأرضية: ملاحظات حديثة وتوجهات مستقبلية" (ملف PDF) . التقدم في الجغرافيا الفيزيائية . 36 : 110-124 [112]. Bibcode : 2012PrPG...36..110C . doi : 10.1177/0309133311425399 . S2CID 129491924 . 
  34. ↑ ويتز، سي إم، في فورد وآخرون (محررون). عمليات تعديل السطح. في: دليل تفسير صور ماجلان . باسادينا، كاليفورنيا: مختبر الدفع النفاث التابع لناسا. منشور ناسا-CR-194340 JPL 93-24: 57-73. 1993؛ مذكور في كرادوك، روبرت أ. (2012). "العمليات الريحية على الكواكب الأرضية: ملاحظات حديثة وتوجهات مستقبلية" (ملف PDF) . التقدم في الجغرافيا الفيزيائية . 36 : 110-124 [112]. Bibcode : 2012PrPG...36..110C . doi : 10.1177/0309133311425399 . S2CID 129491924 . 
  35. ^ هاشيموتو، جي إل؛ روس سيروت، م.؛ سوجيتا، س.؛ جيلمور، MS؛ كامب، LW. كارلسون، RW. باينز، خ (2008). “قشرة المرتفعات الفلزية على كوكب الزهرة التي اقترحتها بيانات مطياف غاليليو لرسم خرائط الأشعة تحت الحمراء القريبة”. مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 113 (هـ9):E00B24. بيب كود : 2008JGRE..113.0B24H . دوى : 10.1029/2008JE003134 .
  36. ↑ ديفيد شيغا (10 أكتوبر 2007). "هل احتضنت محيطات الزهرة القديمة الحياة؟" . مجلة نيو ساينتست .
  37. 1 2 مايكل ج. واي وآخرون (26 أغسطس 2016). "هل كان كوكب الزهرة أول عالم صالح للسكن في نظامنا الشمسي؟" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 43 (16): 8376-8383 . arXiv : 1608.00706 . Bibcode : 2016GeoRL..43.8376W . doi : 10.1002/2016GL069790 . PMC 5385710. PMID 28408771 .   
  38. ↑ مايكل كاباج وليزلي مكارثي (11 أغسطس 2016). "تشير نماذج ناسا المناخية إلى أن كوكب الزهرة ربما كان صالحًا للسكن" . ناسا . تم الاطلاع عليه في 19 نوفمبر 2016 .
  39. ↑ شانون هول (10 أغسطس 2016). "ربما كان كوكب الزهرة الجهنمي صالحًا للسكن لمليارات السنين" . مجلة ساينتفك أمريكان . تم الاطلاع عليه بتاريخ 19 نوفمبر 2016 .
  40. 1 2 "أين ذهب ماء كوكب الزهرة؟" . وكالة الفضاء الأوروبية . 18 ديسمبر 2008. تم الاطلاع عليه في 19 نوفمبر 2016 .
  41. ^ بيرتو، جان لوب. فانديل، آن كارين؛ كورابليف، أوليغ؛ فيلارد، إي. فيدوروفا، أ.؛ فوسين، د.؛ كويميريس، E.؛ بيلييف، د.؛ وآخرون . (2007). "طبقة دافئة في الغلاف الجليدي لكوكب الزهرة وقياسات على ارتفاعات عالية لـ HF وHCl وH2O وHDO" (PDF) . طبيعة . 450 (7170): 646–649 . بيب كود : 2007Natur.450..646B . دوى : 10.1038 / طبيعة05974 . بميد 18046397 . S2CID 4421875 .   

الموارد المتاحة عبر الإنترنت

  • غرايزيك، إد (2004). صحيفة حقائق كوكب الزهرة . ناسا . تم الاطلاع عليه في 11 يوليو 2005.
  • هيئة المسح الجيولوجي الأمريكية، " دليل تسمية الكواكب (الزهرة) ". تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 يوليو 2005.
  • فيتا-فينزي، سي.، هاوارث، آر. جيه.، تابر، إس.، وروبنسون، سي. (2004) " فوهات الزهرة وأصل الهالات " علوم القمر والكواكب XXXV
  • ستوفان، إي آر ، وهاملتون، في إي، وجينز، دي إم، وسمريكار، إس إي (1997) " الأكاليل على كوكب الزهرة: الشكل والأصل " الزهرة 2 بوغر وآخرون، محررون، مطبعة جامعة أريزونا، توسون، 1997
  • تعديل سطح كوكب الزهرة كما استُنتج من ملاحظات ماجلان على السهول ، بقلم ر. إ. أردفيسون، ر. غريلي، م. س. مالين، ر. س. سوندرز، ن. ر. إيزنبرغ، ج. ج. بلاوت، إ. ر. ستوفان، و م. ك. شيبارد. مجلة البحوث الجيوفيزيائية 97، 13.303. (1992)
  • مهمة رادار التصوير ماجلان إلى كوكب الزهرة ، بقلم دبليو تي كي جونسون. وقائع معهد مهندسي الكهرباء والإلكترونيات 79، 777. (1991)
  • المناظر الطبيعية الكوكبية ، الطبعة الثالثة، بقلم ر. غريلي. تشابمان وهول. (1994)
  • الزهرة - القصة الجيولوجية ، الطبعة الأولى، بقلم بيتر كاترمول. مطبعة جامعة لندن. (1994).