オヴダ・レギオは、アフロディーテ・テラの西高地の赤道付近に位置する金星の地殻高原で、北緯10度から南緯15度、東経50度から東経110度に広がっています。金星最大の地殻高原として知られるこのレギオは、約15,000,000平方キロメートル(5,800,000平方マイル)[ 1 ]の面積をカバーしており、北は地域平原、西はサルス・テッセラ、東はテティス・レギオ、南はクアンジャとイク・チェル峡谷に囲まれています。[ 2 ]この地殻高原は、金星の表面積の約8%を占める局所的なテッセラ地形を保持する場所として機能しています。[ 2 ] [ 3 ]金星の地殻高原の運動学的進化は、惑星科学コミュニティで議論の的となっているトピックである。その複雑な進化を理解することは、金星の地球力学的歴史についてのより良い知識に貢献すると期待されている。それは、男性と女性の両方の姿で現れることができるマリジアンの森の精霊にちなんで名付けられた。[ 4 ] [ 5 ]

オヴダ地域構造地質を記述するために広範な研究が行われてきました。NASAマゼランミッションの合成開口レーダー(SAR)画像が分析され、その構造的特徴の分布が認識されました。次に、分布がマッピングされ、その時間的および空間的関係が明らかになり、地域の変形および形成メカニズムについての洞察が得られました。[ 2 ]このプロセスにおける課題は、テクトニクス過程を理解する上で重要な役割を果たす理想的な時間的および空間的関係を見つけることです。構造的設定の観点から、この地域は主にリボン、褶曲、および複雑な地溝によって特徴付けられます。
オヴダ・レギオの西部は、一般的に褶曲と明確な組成層構造によって特徴づけられます。組成層構造とは、構造層が化学組成の点で互いに異なることを意味します。[ 6 ]特に、層はSAR画像からのトーンとテクスチャ認識に基づいて区別されます。レギオのこの部分で観察される褶曲は同心円状で、傾斜を伴い、東西方向に伸びる共通の軸を共有しています。[ 7 ] この部分で観察されるもう1つの特徴は、リボン構造です。リボンは、幅約1~3kmの長い窪地と500m未満の浅い深さを持つ急峻な構造として説明できます 。[ 8 ] [ 9 ]褶曲構造とは対照的に、西部のリボンはランダムに分布しています。[ 7 ]

中央オヴダは、西オヴダと同様に東西方向の尾根によって区別されます。これらの尾根は北縁に多く見られ、褶曲構造と共通の軸を共有することがよくあります。オヴダのこの部分で観察されるその他の構造的特徴は、南縁のインブリケートスタックとデュプレックス形成です。 [ 7 ]この部分で行われたより詳細な分析によると、中央オヴダは横ずれ断層テクトニクス体制であり、変形は褶曲、正断層、横ずれ断層の 3 つの異なる構造を伴います。[ 10 ]
オヴダ東部では、構造的特徴は主に広範囲の褶曲とリボン状構造によって特徴づけられる。広範囲の褶曲は、振幅が最大25 km、長さが数百 kmに達することが観察されている。一方、リボン状構造は一般的に放射状のパターンを示す。オヴダ東部の一部のリボン状構造は、SAR画像の解像度が限られているため、解釈が非常に困難である。この地域には多数の地溝も存在するが、地溝はあまり識別できず、褶曲の頂上部に限られている。[ 8 ]
オヴダ・レギオの地殻変動の進化に関して、惑星科学界ではいくつかの考え方が継続的に議論されている。


地域的に見ると、テクトニクス進化には2つの異なる段階がある。当初、レギオは地殻台地に作用する応力がない安定した状態にあった。この状態に続いて、南北方向の圧縮応力がレギオに作用し、東西方向の褶曲パターンが形成された第1段階が続いた。このパターンがオヴダ・レギオの主要な構造的枠組みとなっている。次に、圧縮応力が強まり、大規模な剪断帯が発達した第2段階が起こった。[ 7 ]
レギオの地殻台地縁辺部を記述する構造進化には、一般的に2つの異なる段階がある。初期段階は第1段階に先行し、最終段階は第2段階を締めくくる。初期段階は、すべての物質が所定の位置に固定され、テッセラ地形が形成される段階である。第1段階では、衝上断層と褶曲帯が縁辺部に平行に発達し始めた。第1段階の初期には、これらの断層と褶曲はテッセラ地形に影響を与えたが、後にテッセラ内の火山平原にも影響を与えた。第2段階では、すべての衝上断層と褶曲帯が垂直方向に伸張した。さらに、最終段階は、伸張イベントが台地から変形構造を継続的に運び出し、火山ユニットに影響を与えたときに発生した。[ 11 ]
金星、特にオヴダ・レギオにおける地殻高原の形成を説明するために、いくつかのモデルが議論されてきた。
このモデルは、マントルの下降流が薄いリソスフェアの圧縮と付加により、延性地殻の厚化と短縮の発達を助けたと説明しています。しかし、このモデルでは地殻が厚くなるのに非常に長い時間(10億~40億年)が必要です。[ 12 ] [ 13 ]また、このモデルにはいくつかの制約があります。1つ目は、このモデルでは収縮構造の説明ができないことです。2つ目は、伸張構造のタイミングが既知の交差関係とよく相関していないことです。[ 11 ]
この2番目のモデルは、薄いリソスフェアに関連するマグマのアンダープレーティングと火山活動によって地殻の厚化の形成に対応するマントル流(プルーム)の上昇を説明する。 [ 11 ] [ 14 ]このモデルを支持する惑星科学者は、リボンと呼ばれる細長い地溝と、より間隔の広い地溝という2つのカテゴリーの伸張構造を特定している。これらの構造の形成順序はまだ議論の余地がある。リボンが最初に形成され、その後に間隔の広い地溝が形成されたと考える科学者もいるが、逆の順序だと考える科学者もいる。[ 2 ] [ 11 ]
衝突モデルでは、地殻高原は、惑星の薄い岩石圏への隕石の衝突によるマントルの溶融から生じた溶岩池によって形成された。このモデルに基づくと、溶岩池の下のマントルは、隣接する枯渇していないマントルと比較して残留溶融物で枯渇しているため、地殻高原はアイソスタシーによって隆起する。 [ 11 ] [ 15 ]しかし、このモデルにはいくつかの問題が伴う。最初の問題は、隕石の衝突が惑星の岩石圏のかなりの部分を溶融させ、アイソスタシーを引き起こすのに十分なマグマを生成する能力があると科学者が確信していないことである。[ 16 ] 2番目の問題は、惑星の大きな褶曲は、薄く脆い層を通過するために大量の応力を必要とするが、その下のマグマは、その層を通して十分な応力を伝達する能力がないことである。