Geologia lui Venus

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită pe 7 iulie 2020; verificările necesită 3 modificări .

Geologia lui Venus  - o ramură a științei planetare și a geologiei planetare , dedicată structurii geologice a lui Venus . Deoarece suprafața acestei planete este acoperită de o acoperire de nori continuă și este inaccesibilă observațiilor din domeniul optic , cunoașterea modernă a structurilor geologice de la suprafață, ideea originii, evoluției și structurii subterane corespunzătoare a acestora. crusta se bazează pe imagini radar . Pe baza măsurătorilor de altimetrie și deschidere ale sovietic AMS Venera -15 și Venera-16 în 1984, s- a obținut o idee generală a geomorfologiei planetei; cea mai completă cantitate de date de suprafață a fost obținută folosind Magellan AMS de la NASA , care a funcționat pe orbită din august 1990 până în septembrie 1994 și a cartografiat 98% din suprafața lui Venus cu radarul său (22% dintre acestea în imagini tridimensionale ).

Suprafața lui Venus conține semne ale fostului vulcanism bazaltic activ cu scut și vulcani compoziți similari celor de pe Pământ, dar a căror formare a fost influențată de o atmosferă densă masivă și o temperatură aproape de suprafață de aproximativ 475 °C . În comparație cu Luna , Marte sau Mercur , practic nu există cratere de impact mici pe suprafața lui Venus , datorită acțiunii protectoare a atmosferei dense și groase. Există, de asemenea, mai puține cratere medii și mari decât pe Lună și pe Mercur, ceea ce se explică prin tinerețea suprafeței. Printre detaliile neobișnuite ale reliefului se numără următoarele:

Suprafaţa conţine, de asemenea, curgeri de lavă solidificate , dovezi ale eroziunii atmosferice şi ale activităţii seismice .

Studii de suprafață înainte de AMS „Magellan”

Venus a devenit al doilea corp ceresc după Lună , a cărui suprafață a fost studiată cu ajutorul radarului de pe Pământ. Primele observații au fost făcute în 1961 la Observatorul Goldstone al NASA . În timpul mai multor conjuncții inferioare ulterioare , Venus a fost observată la Goldstone și la Observatorul Arecibo , care până în 1963 a produs următoarele date:

Conform observațiilor radar, raza planetei s-a dovedit a fi cu aproximativ 70 km mai mică decât cea optică , ceea ce se explică prin prezența unei acoperiri de nor pe Venus , care este transparentă undelor radio . De asemenea, observațiile radar timpurii au indicat că suprafața lui Venus avea mai multă rocă și mai puțin praf decât suprafața Lunii . Deja la primele imagini radar au fost găsite regiuni luminoase, numite Alpha , Beta și Maxwell.

Între 1970 și 1985, s-a înregistrat o îmbunătățire semnificativă a tehnicilor radar, ceea ce a făcut posibilă obținerea de imagini ale suprafeței cu o rezoluție de 1-2 km.

Odată cu începutul erei zborului spațial , Venus a devenit una dintre țintele cercetării folosind vehicule de coborâre . Fereastra de lansare pentru un zbor către planetă are loc la fiecare 19 luni, iar din 1962 până în 1985, în fiecare dintre aceste intervale de timp potrivite pentru lansare, au fost lansate pe planetă stații interplanetare automate de cercetare .

În 1962, Mariner 2 a zburat pe lângă Venus, devenind prima navă spațială care a vizitat o altă planetă. În 1965, Venera 3 a devenit prima navă spațială care a ajuns pe o altă planetă. În 1967, Venera 4 a devenit prima navă spațială care a transmis date despre proprietățile atmosferei venusiane. În același an, Mariner 5 a măsurat câmpul magnetic al planetei . În 1970, Venera 7 a devenit primul vehicul care a făcut o aterizare complet reușită la suprafață. În 1974, Mariner 10 a zburat pe lângă planetă în drumul său spre Mercur , fotografiend norii în ultraviolete , ceea ce a făcut posibilă detectarea vântului excepțional de puternic la altitudine mare. În 1975, satelitul Venera 9 a transmis primele imagini optice de la suprafață și a făcut observații cu raze gamma ale rocilor din jur . Venera 10 a repetat aceste observații la un alt loc de aterizare în același an . În 1978, Pioneer Venera 1 a intrat pe orbită în jurul planetei și a efectuat măsurători altimetrie și gravimetrice , cartografiind suprafața de la 63°S. până la 78° N În același an, Pioneer Venera-2 a rafinat datele despre proprietățile atmosferei, inclusiv măsurarea raporturilor dintre izotopii argon -36 și argon - 38 (unul dintre modulele de aterizare ale stației a lucrat la suprafață timp de aproximativ o oră). În 1982, Venera -13 a transmis primele imagini color de pe suprafața lui Venus (a fost făcută și o analiză cu raze X a probelor de sol - modulul de aterizare a lucrat la suprafață timp de 127 de minute ). În același an, aterizatorul Venera 14 a măsurat activitatea seismică și a găsit semne ale prezenței sale.

În 1983, sateliții Venera-15 și Venera-16 au obținut imagini radar mai detaliate ale suprafeței și, folosind un altimetru instalat , au măsurat o parte semnificativă a emisferei nordice a planetei. Aceste stații au fost primele care au folosit radarul cu deschidere sintetică pentru a studia Venus și au obținut imagini ale suprafeței cu o rezoluție de 1–2 km. Măsurătorile de altimetrie, care au fost de patru ori mai precise decât cele de la sonda spațială Pioneer Venus, au furnizat date despre textura suprafeței și topografia care nu puteau fi obținute prin scanarea de pe Pământ la acel moment. Ambele dispozitive erau pe orbite polare alungite , înregistrând măsurători în decurs de 16 minute de la pol până la 30 de grade latitudine nordică . , timpul rămas pe orbită cu o perioadă de 24 de ore a fost folosit pentru a transmite pe Pământ cei 8 MB de date primite. În timpul funcționării dispozitivelor (din 11 noiembrie 1983 până în 10 iulie 1984), rotația proprie a planetei de 1,48°/ zi a făcut posibilă scanarea întregii regiuni polare nordice. Datele primite au fost prelucrate la Institutul de Inginerie Radio și Electronică , ceea ce a făcut posibilă obținerea unei idei generale a geomorfologiei planetei. Multe forme de relief considerate anterior a fi rezultatul impactului asteroizilor au fost identificate ca structuri vulcanice neobișnuite . Unul dintre rezultatele lucrării Venera-15 și Venera-16 AMS a fost descoperirea de noi detalii de relief, pentru denumirile cărora termenii generici „ coroană ” (structuri inelare variind în dimensiuni de la 150 la 600 km) [1] ] și " tessera " ( structuri de creste și văi alternate, asemănătoare cu parchetul din imagini) [2] . Au fost descoperite structuri inelare înconjurate de creste radiale. Au fost numiți arahnoizi pentru că seamănă cu păianjenii. Nu a fost găsită nicio dovadă a plăcilor tectonice . Acest lucru a fost confirmat ulterior de datele colectate de AMS Magellan . Un număr mic de cratere de impact au făcut posibilă stabilirea faptului că suprafața modernă a planetei s-a format relativ recent.

În 1985, în cadrul programului sovietic „ Vega ”, două module de aterizare ale AMS „ Vega-1 ” și „ Vega-2 ” trebuiau să funcționeze pe suprafața planetei. Primul modul nu a putut finaliza programul de cercetare la suprafață din cauza activării sale premature neintenționate, iar modulul de aterizare Vega-2 a funcționat la suprafață timp de 56 de minute.

Programul de cercetare AMS Magellan

AMS a fost lansat de pe o navetă ca parte a zborului Atlantis STS-30 pe 4 mai 1989 și a intrat pe orbita în jurul lui Venus pe 10 august 1990 . Lucrarea activă a dispozitivului în apropierea planetei a durat mai mult de patru ani, ceea ce a făcut posibilă, folosind radarul cu deschidere de pe AMS, să finalizeze trei cicluri ale programului de observare a celei mai mari suprafețe. Deoarece observațiile în timpul fiecărui ciclu au fost făcute în unghiuri diferite, imaginile au fost obținute pentru o parte a suprafeței din unghiuri diferite, ceea ce permite construirea de imagini tridimensionale ( stereografice ) pentru acestea.

Programul de sondaj a început pe 16 august 1990 și s-a încheiat pe 11 octombrie 1994. În timpul zilei, AMS a efectuat 7,3 revoluții în jurul planetei, făcând o fotografie de 17–28 km lățime și 70.000 km lungime, ceea ce a făcut posibilă fotografiarea 98. % din suprafața planetei până la sfârșitul lucrării, 22 % dintre ele sunt din unghiuri diferite.

Dimensiunea celor mai mari reprezentanți ai formelor de relief ale lui
Venus (în km) [3] [4]

Topografie

Suprafața lui Venus are o diferență de elevație relativ mică. Potrivit Pioneer-Venus AMS , s-a constatat că diferența de înălțime dintre cele mai înalte și cele mai joase puncte de pe planetă este de aproximativ 13 km, în timp ce pentru Pământ această valoare este de aproximativ 20 km. Conform datelor obținute de aceste AMS, aproximativ 51% din suprafața lui Venus este situată în intervalul de altitudine de ±500 m față de raza medie a planetei (6052 km). Doar 2% din suprafață se abate de la această medie cu mai mult de 2 km. Altimetrul AMS Magellan a confirmat natura în general plană a suprafeței, arătând că 80% din aceasta nu se abate cu mai mult de un kilometru de la raza medie a planetei. Cele mai semnificative cote sunt platoul Lakshmi cu munții Maxwell de 11 km înălțime, Akny7 km înălțime și Freyade asemenea, 7 km înălțime. În ciuda diferenței relativ mici de altitudine, datele de altimetrie dezvăluie câmpii mari în pantă. Deci, la sud-vest de Munții Maxwell, panta unor zone ajunge la 45 °. Panta terenului se inregistreaza si in regiunea muntilor Danu.și în zona Themis. Aproximativ 75% din suprafață este rocă, neacoperită de roci sedimentare.

Uplands

Altitudinile sunt considerate a fi 10% din suprafață cu înălțimi de peste doi kilometri peste distanța medie de la centrul lui Venus. Cele mai semnificative dintre ele sunt ținuturile Afroditei , Iștar și Lada, precum și regiunile Beta , Phoebeși Themis. Zonele Alpha , Belliar Eistles sunt grupuri de munte mai puțin semnificative.

Câmpii

Câmpiile ocupă aproximativ 50% din suprafață și sunt situate la altitudini de 0–2 km față de raza medie a planetei.

Zone joase

Partea rămasă a suprafeței se numește zone joase și este situată în principal sub înălțimea luată ca zero. Datele radar indică faptul că acestea sunt, cu o precizie de centimetru, o suprafață plană și plină cu material care a fost realizat prin procesele de eroziune de pe dealuri.

Cratere de impact

Observațiile de la sol folosind radar au făcut posibilă determinarea unora dintre caracteristicile topografice asociate craterelor de impact .[ specificați ] . Observațiile orbitalelor AMS „ Venera-15 ” și „ Venera-16 ” au făcut posibilă identificarea a 150 de cratere, iar observațiile AMS Magellan  - 900.

În comparație cu Mercur , Luna și corpuri cerești non- atmosferice similare , Venus are foarte puține cratere, parțial datorită efectului protector al atmosferei. [5] Nu există cratere mai mici de 2 km în diametru pe Venus și sunt relativ puține cratere cu diametrul de până la 30 km. Craterele mici au o formă neregulată și sunt situate în grupuri, ceea ce indică distrugerea corpurilor cerești care căde în atmosfera densă a planetei. [5] Există, de asemenea, mai puține cratere mari pe Venus decât pe alte corpuri relativ mari din sistemul solar. Craterele mari existente nu conțin urme de activitate vulcanică ulterioară, ceea ce indică faptul că evenimentul care le-a dat naștere a avut loc după încheierea fazei de vulcanism activ pe planetă. Conform datelor radar, suprafața lor nu a fost netezită de niciun tip de eroziune și nu a fost umplută cu roci sedimentare aduse . Distribuția aleatorie a craterelor de-a lungul suprafeței - fără zone mai dense - este o dovadă că suprafața întregii planete este de aceeași vârstă.

Numărul mic de cratere în comparație cu Luna sau Mercur, pe de o parte, nu ne permite să estimăm vârsta unor părți din peisajul lui Venus și întreaga sa suprafață pe baza numărului de cratere, pe de altă parte, indică faptul că s-a format relativ recent după un eveniment care fie a distrus complet straturile superioare ale vechii cruste a planetei, fie le-a ascuns complet sub noi depozite. Astfel, Venus este singura planetă terestră din Sistemul Solar care a experimentat un eveniment similar în istoria sa modernă.

Vulcanism

Suprafața modernă a lui Venus a fost formată în principal prin procese vulcanice . După natura depunerii sedimentelor vulcanice, se face o distincție între „vulcanismul de tip central” cu un centru de activitate clar definit și vulcanismul areal de tip capcană . Deoarece nu a fost găsită nicio tectonică a plăcilor pe planetă și, în consecință, nu există zone de subducție , toți vulcanii de „tip centralizat” de pe planetă sunt - în sensul strict al termenului - vulcani în scut . Stratovulcanii sunt vulcani care seamănă ca înfățișare cu structuri similare de pe Pământ. Fluxurile de lavă mai tinere tind să apară ca zone mai luminoase pe imaginile radar datorită erodării mai puține a materialului lor în comparație cu peisajul din jur.

Aproximativ 80% din suprafața planetei este ocupată de câmpii formate din fluxuri de lavă , printre care se numără aproximativ o sută de stratovulcani mari , mulți vulcani mai mici și structuri numite coroane .. Acestea din urmă sunt formațiuni mari rotunjite, cu un diametru de 100-300 km, care se ridică deasupra zonei înconjurătoare cu câteva sute de metri și se crede că s-au format ca urmare a solidificării materialului magmatic după ce o parte a lavei s-a răspândit peste împrejurimi, formând astfel o structură asemănătoare unei coroane . La suprafață există o mulțime de vulcani cu un diametru mai mic de 20 km (numărul lor total poate fi măsurat în sute de mii). Unele dintre ele au o structură plată, stratificată și asemănătoare plăcintei și au un diametru de până la 15 km. Se crede că aceștia sunt similari ca origine cu vulcanii de scut terestru . Ele se adună adesea în jurul coroanelor și au fost formate din lavă foarte vâscoase care a erupt în atmosfera densă a planetei. Spre deosebire de vulcanii de scut terestru, a căror înălțime de la bază ajunge la 10 km, înălțimea omologilor lor de pe Venus nu depășește 1,5 km.

Alte structuri vulcanice includ așa-numitele „ știri ” - rețele radiale de formațiuni de diguri la locul fostelor fluxuri de bazalt și cu o posibilă calderă în centru; precum și arahnoidele  - structuri ovale concentrice înconjurate de o rețea de formațiuni asemănătoare celor observate la „ nova ”.

Fluxuri de lavă și canale

Fluxurile de lavă de pe Venus sunt mult mai mari decât omologii lor terestre moderni și ating sute de kilometri în lungime și zeci de kilometri în lățime. Motivul care a condus la formarea unor câmpuri de lavă atât de vaste în trecut este încă necunoscut, dar tocmai în urma erupțiilor de lave de bazalt cu vâscozitate scăzută s-au format câmpii largi pe planetă. [6] Câmpurile de lavă sunt în general asociate cu centre de activitate sau vulcanism centralizat , dar și cu vulcani fisurați, coroane și grupuri de domuri vulcanice , conuri și canale. Aproximativ 200 de canale de lavă și sisteme de vale au fost descoperite pe baza datelor de la AMS Magellan , care sunt subîmpărțite în simple, ramificate și stratocomplexe. Canalele simple sunt singurul canal lung de lavă fără ramuri semnificative de până la 7000 km lungime ( valea Băltisului), canalele de ramificare conțin multe ramuri care se întorc adesea la canalul principal, stratocomplexele sunt formate din mai multe erupții și pot combina caracteristicile canalelor simple și ramificate. Dimensiunile tuburilor de lavă individuale ar trebui să atingă zeci de metri în lățime și câteva sute de kilometri în lungime. [7] Răspândirea materialului magmatic pe distanțe atât de mari se datorează temperaturii sale ridicate, vâscozității sale scăzute și temperaturii ridicate a atmosferei, care au încetinit procesul de solidificare a lavei.

Activitate tectonica

În ciuda faptului că Venus este lipsită de activitate tectonică ca atare, există multe structuri pe suprafața planetei care sunt în mod obișnuit asociate cu tectonica plăcilor. Formațiunile de suprafață precum faliile , vulcanii , lanțurile muntoase și câmpiile rift de pe Pământ se formează ca urmare a mișcării plăcilor peste stratul topit al mantalei superioare . Pe Venus, vulcanismul activ a format lanțuri de lanțuri muntoase, câmpii rift și câmpii, al căror relief s-a format ca urmare a unei serii de compresiuni și expansiuni de-a lungul timpului și a primit denumirea de tesera.

Spre deosebire de Pământ, aici deformările sunt direct legate de forțele dinamice din interiorul mantalei planetei . Măsurătorile gravimetrice indică faptul că Venus nu are o astenosferă (un strat de vâscozitate relativ scăzută care favorizează mișcările orizontale ale plăcilor). Absența unei astenosfere sugerează că deformațiile suprafeței planetei sunt direct legate de mișcările de convecție din interiorul mantalei planetei. Deformațiile tectonice pe Venus apar pe diferite scări, dintre care cea mai mică își găsește expresia în fisuri sau falii liniare (în unele locuri faliile formează o rețea de linii paralele). Lanțurile muntoase neîntinse, caracteristice Lunii și Marte , se găsesc adesea pe suprafața lui Venus. Efectele tectonismului extins se manifestă sub formă de falii, în care o parte a scoarței venusiane se scufundă în raport cu terenul înconjurător la un nivel inferior, crăpăturile se propagă prin părțile ridicate și coborâte ale peisajului. Observațiile radar arată că aceste falii, cu lățime de până la câteva sute de kilometri, sunt concentrate în regiunile ecuatoriale, la latitudini sudice mari și sunt conectate între ele. Rețeaua de falii astfel formată acoperă planeta, determinând distribuția vulcanilor la suprafață. Rifturile de pe Venus s-au format odată cu dezvoltarea litosferei și sunt grupuri de depresiuni de la zeci la sute de metri lățime și până la 1000 km lungime, care sunt de obicei asociate cu formațiuni vulcanice mari în formă de cupolă, cum ar fi Beta , Atly .si Aistla . Aceste înălțimi sunt cel mai probabil aflorirea penelor magmatice la suprafață, care au cauzat ridicarea lor, formarea de fisuri și falii și vulcanism.

Cei mai înalți munți de pe planetă - Munții Maxwell (pe teritoriul ținutului Ishtar ) - s-au format ca urmare a deformărilor prin compresie, întinderi și mișcări laterale. Un alt tip de trăsătură geografică venusiană se găsește în zonele joase și include „ benzile de creastă ” care se ridică la câteva sute de metri deasupra suprafeței și au o lățime de până la câteva sute de metri și o lungime de până la o mie de kilometri. Principalele acumulări ale acestor centuri sunt situate în regiunea câmpiilor Laviniei.lângă Polul Sud și Atalanta — în regiunea de nord.

Tesera se găsesc în principal în țara Afroditei , partea de est a ținutului Ishtar ( tesera norocului ).), în regiunea Alfa și regiunea teluriană . Teserae sunt zone acoperite de creste și grabens care se intersectează . Formarea teselor este asociată cu revărsări timpurii de material bazaltic, care a format o zonă plată, care a fost ulterior deformată prin procese tectonice [6] .

Structura internă și câmpul magnetic

Se crede că scoarța lui Venus are o grosime de 50 km și este compusă din roci de silicat . Mantaua planetei se extinde la aproximativ 3000 km adâncime, compoziția sa chimică, din 2011, nu este exact determinată. Deoarece Venus este o planetă terestră , se presupune că are un miez de fier-nichel cu o rază de aproximativ 3000 km.

Datele obţinute de orbiterii Pioneer Venus arată că planeta nu are un câmp magnetic semnificativ . Întrucât prezența unui conductor rotativ este necesară pentru apariția efectului dinam , absența acestuia poate fi explicată prin rotația lentă a planetei cu o perioadă siderale de 243,7 zile . [8] Cu toate acestea, conform simulărilor, această rotație lentă ar trebui să fie suficientă pentru apariția unui efect de dinam, iar absența unui câmp magnetic modern poate fi explicată doar prin absența convecției în miez. [8] Întrucât procesele convective apar între straturile lichide ale unui corp ceresc în prezența unei diferențe semnificative de temperatură între ele și în cazul în care transferul radiativ de căldură nu este suficient pentru a reradia căldură în spațiul înconjurător, absența convecția poate însemna că fie căldură este eliberată de nucleu în starea sa actuală limitată, fie planeta nu are un nucleu interior cu o temperatură mai mare.

Distrugerea crustei în trecut

Se crede că în urmă cu 300-500 de milioane de ani Venus a suferit un eveniment care a dus la o reînnoire completă a scoarței planetei sau la suprapunerea straturilor sale superioare de către materialul din manta sosit. Una dintre posibilele explicații pentru acest fenomen este ipoteza despre ciclicitatea unor astfel de evenimente, în urma căreia excesul de căldură acumulat în straturile sale interne este eliberat pentru o lungă perioadă de timp. Pe Pământ , procesul de transfer de căldură de la centru la suprafață se realizează prin tectonica plăcilor , care nu a fost găsită pe Venus. Astfel, conform acestei teorii, în starea sa actuală, planeta suferă o încălzire internă din cauza dezintegrarii radioactive a elementelor, care după un timp va duce la o nouă perioadă de vulcanism bazaltic global, care va acoperi aproape în întregime suprafața lui Venus. cu material magmatic nou. [9] O confirmare indirectă a acestei teorii este că, în ciuda parametrilor apropiati ai planetei de Pământ, aceasta este practic lipsită de un câmp magnetic , precum și de o valoare excepțional de mare a raportului dintre deuteriu și hidrogen -1 din atmosferă. Primul poate fi explicat prin lipsa transferului de căldură din miezul lui Venus, al doilea poate indica faptul că în trecutul recent, atmosfera sa conținea mult mai multă apă.

Procese moderne la suprafață

Deoarece apa nu poate exista în stare lichidă la suprafață, iar cantitatea ei în atmosferă este neglijabilă, procesele de eroziune de la suprafață pot fi cauzate doar de curgerile de lavă în timpul erupțiilor, interacțiunea suprafeței cu atmosfera, ejecții de material de la suprafață. în timpul căderii meteoriților mari și în timpul erupțiilor explozive. În ultimele două cazuri, materia ejectată - atunci când intră în straturile superioare ale atmosferei cu vânturi puternice - este purtată în direcția vest și cade la suprafață, formând o zonă de precipitații parabolice. Procesele de eroziune atmosferică se împart în eroziune eoliană, care, cu vânturi ușoare la altitudine joasă, se datorează unei densități mari de gaze la suprafață, și eroziune chimică, care se datorează prezenței în atmosferă a compușilor chimici agresivi care reacționează cu suprafața. roci, ceea ce duce la distrugerea lor treptată. Deoarece rata acestor procese este scăzută, iar suprafața este destul de tânără, cea mai mare parte nu este acoperită cu roci sedimentare. Acumularea unor astfel de roci este observată numai în zonele asociate cu impacturi mari de meteoriți în trecut. În zonele cu precipitații similare, s -au găsit câmpuri de dune , yardangs și roci sedimentare care au fost organizate în modele liniare prin forțarea ulterioară a vântului. Peste 60 de astfel de zone de precipitații parabolice au fost descoperite pe baza datelor Magellan AMS , care, împreună cu participarea altor procese de eroziune, formează cele mai noi caracteristici ale peisajului.

Vezi și

Note

  1. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Peisaje misterioase ale lui Venus // Pământ și Univers . - M . : Nauka , 1990. - Nr 2 . - S. 91 .
  2. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Peisaje misterioase ale lui Venus // Pământ și Univers . - M . : Nauka , 1989. - Nr 6 . - S. 45 .
  3. ↑ Harta în relief a lui Venus . Preluat la 29 mai 2012. Arhivat din original la 8 martie 2012.
  4. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature Arhivat 21 septembrie 2020 la Wayback Machine 
  5. ↑ 1 2 Bouugher , SV; Hunten, D.M.; Philips, RJ; William B. McKinnon, Kevin J. Zahnle, Boris A. Ivanov, HJ Melosh. Venus II - Geologie, geofizică , atmosferă și mediu eolian solar  . — Tucson: The University of Arizona Press  , 1997. - P. 969. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  6. ↑ 1 2 Basilevsky, AT; J. W. Cap III.  Suprafața lui Venus  // Rapoarte despre progresul în fizică : jurnal. - 2003. - Vol. 66 , nr. 10 . - P. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - Cod biblic . Arhivat din original pe 27 martie 2006. Copie arhivată (link indisponibil) . Data accesului: 24 octombrie 2011. Arhivat din original pe 27 martie 2006. 
  7. ↑ Dr Graeme Melville (Astronomi de la Universitatea din Wollongong, Australia) și Prof. Bill Zealey
  8. ↑ 1 2 Stevenson, DJ, (2003) . „ Câmpuri magnetice planetare ”, Scrisori ale Pământului și Științei Planetare , 208, 1-11 
  9. ↑ Adică, pentru 2011 nu se știe cu certitudine dacă o coliziune cu un alt corp ceresc mare este necesară pentru a începe o nouă perioadă de vulcanism bazaltic global (un nou ciclu de reînnoire a scoarței planetei).

Link -uri

Publicații pe Internet

Cărți și articole