A Vénusz geológiája

Az oldal jelenlegi verzióját még nem ellenőrizték tapasztalt közreműködők, és jelentősen eltérhet a 2020. július 7-én felülvizsgált verziótól ; az ellenőrzések 3 szerkesztést igényelnek .

A Vénusz geológiája – a bolygótudománynak és a bolygógeológiának a Vénusz geológiai szerkezetének szentelt  ága . Mivel ennek a bolygónak a felszínét folyamatos felhőtakaró borítja, és az optikai tartományban végzett megfigyelések számára nem elérhető , a felszínen lévő geológiai szerkezetek modern ismerete, azok eredetének, fejlődésének és a megfelelő felszín alatti szerkezetének az elképzelése . a kéreg radarfelvételeken alapul . A szovjet AMS Venera -15 és Venera-16 1984 - es magasságmérése és apertúra mérése alapján általános elképzelés született a bolygó geomorfológiájáról ; a legteljesebb mennyiségű felszíni adatot a NASA Magellan AMS segítségével szerezték meg , amely 1990 augusztusa és 1994 szeptembere között keringett, és a Vénusz felszínének 98%-át térképezte fel radarjával ( 22%-át háromdimenziós képeken ).

A Vénusz felszínén az egykori aktív bazaltvulkanizmus jelei találhatók, a földihez hasonló pajzs- és összetett vulkánokkal , amelyek kialakulását azonban a sűrű, masszív légkör és a körülbelül 475 °C -os felszínközeli hőmérséklet befolyásolta . A Holdhoz , a Marshoz vagy a Merkúrhoz képest gyakorlatilag nincsenek kis becsapódási kráterek a Vénusz felszínén , a sűrű, vastag légkör védőhatása miatt. Kevesebb közepes és nagy kráter is található, mint a Holdon és a Merkúron, ami a felszín fiatalságával magyarázható. A dombormű szokatlan részletei közé tartoznak a következők:

A felszínen megszilárdult lávafolyamok is találhatók , amelyek a légköri erózióra és a szeizmikus aktivitásra utalnak .

Felszíni felmérések az AMS "Magellan" előtt

A Vénusz a Hold után a második égitest lett , amelynek felszínét a Földről származó radar segítségével tanulmányozták. Az első megfigyeléseket 1961 -ben végezték a NASA Goldstone Obszervatóriumában . Számos későbbi alsóbbrendű együttállás során a Vénuszt Goldstone-ban és az Arecibo Obszervatóriumban figyelték meg , amelyek 1963 -ra a következő adatokat szolgáltatták:

A radarmegfigyelések szerint a bolygó sugara körülbelül 70 km-rel kisebbnek bizonyult, mint az optikai szerint, ami a Vénuszon a rádióhullámok számára átlátszó felhőtakaróval magyarázható . Ezenkívül a korai radarmegfigyelések azt mutatták, hogy a Vénusz felszínén több kőzet és kevesebb por volt, mint a Hold felszínén . Már az első radarfelvételeken világos régiókat találtak, amelyek Alpha , Beta és Maxwell néven szerepelnek.

1970 és 1985 között jelentős fejlődés következett be a radartechnikában, ami lehetővé tette a felszínről 1-2 km-es felbontású képek készítését.

Az űrrepülés korszakának kezdetével a Vénusz a leszálló járművekkel végzett kutatások egyik célpontjává vált . A bolygóra tartó repülés kilövési ablaka 19 havonta történik, és 1962 -től 1985-ig minden ilyen kilövésre alkalmas időintervallumban kutatási automata bolygóközi állomásokat indítottak a bolygóra .

1962-ben a Mariner 2 elrepült a Vénusz mellett, és ez lett az első űrszonda, amely egy másik bolygót látogatott meg. 1965-ben a Venera 3 volt az első űrszonda, amely elért egy másik bolygót. 1967 -ben a Venera 4 volt az első űrszonda, amely adatokat továbbított a vénuszi légkör tulajdonságairól. Ugyanebben az évben a Mariner 5 megmérte a bolygó mágneses terét . 1970-ben a Venera 7 volt az első jármű, amely teljesen sikeresen landolt a felszínen. 1974- ben a Mariner 10 elrepült a bolygó mellett a Merkúr felé vezető úton, és az ultraibolya sugárzás felhőit fényképezte , ami lehetővé tette a rendkívül erős szél észlelését nagy magasságban. 1975 -ben a Venera 9 műhold továbbította az első optikai képeket a felszínről, és gamma- megfigyeléseket végzett a környező kőzetekről . A Venera 10 megismételte ezeket a megfigyeléseket egy másik leszállóhelyen ugyanabban az évben . 1978- ban a Pioneer Venera 1 bolygó körüli pályára állt, és magasság- és gravimetriás méréseket hajtott végre, feltérképezve a felszínt a déli 63°-tól. 78° É-ig Ugyanebben az évben a Pioneer Venera-2 finomította a légkör tulajdonságaira vonatkozó adatokat, beleértve az argon -36 és az argon - 38 izotópok arányát (az állomás egyik leszállómodulja körülbelül egy órán át dolgozott a felszínen). 1982 -ben a Venera -13 továbbította az első színes képeket a Vénusz felszínéről ( talajminták röntgenanalízise is készült - a leszálló modul 127 percig dolgozott a felszínen ). Ugyanebben az évben a Venera 14 leszállóegység szeizmikus aktivitást mért , és ennek jelenlétére utaló jeleket talált.

1983- ban a Venera-15 és a Venera-16 műholdak részletesebb radarképeket készítettek a felszínről, és egy telepített magasságmérő segítségével megmérték a bolygó északi féltekéjének jelentős részét. Ezek az állomások voltak az elsők, amelyek szintetikus apertúrájú radart használtak a Vénusz tanulmányozására , és 1-2 km-es felbontású képeket készítettek a felszínről. A Pioneer Venus űrszonda méréseinél négyszer pontosabb magasságmérések olyan adatokat szolgáltattak a felszíni textúráról és a domborzatról, amelyet akkoriban a Földről letapogatással nem lehetett megszerezni. Mindkét eszköz megnyúlt poláris pályán volt , és 16 percen belül rögzítette a méréseket a pólustól az északi szélesség 30. fokáig . , a fennmaradó 24 órás keringési időt a vett 8 MB adat Földre továbbítására használták fel. A készülékek működése során (1983. november 11-től 1984. július 10-ig) a bolygó saját , napi 1,48°-os forgása lehetővé tette a teljes északi sarkvidék átvizsgálását. A kapott adatokat a Rádiótechnikai és Elektronikai Intézetben dolgozták fel , ami lehetővé tette a bolygó geomorfológiájának általános képét. Sok olyan felszínformát, amelyet korábban aszteroida becsapódások eredményeként véltek , szokatlan vulkáni szerkezetként azonosítottak. A Venera-15 és a Venera-16 AMS munkájának egyik eredménye új domborműrészletek felfedezése volt, amelyek nevére a " korona " (150-600 km-es gyűrűs szerkezetek) általános kifejezések utaltak . ] és a " tessera " (a képeken parkettára emlékeztető, váltakozó hegygerincekből és völgyekből álló szerkezetek) [2] . Radiális gerincekkel körülvett gyűrűs szerkezeteket fedeztek fel. Arachnoidáknak nevezték őket, mert megjelenésükben a pókokra hasonlítanak. A lemeztektonikára utaló bizonyítékot nem találtak. Ezt később az AMS Magellan által gyűjtött adatok is megerősítették . Kis számú becsapódási kráter lehetővé tette annak megállapítását, hogy a bolygó modern felszíne viszonylag nemrégiben alakult ki.

1985- ben a „ Vega ” szovjet program keretében az AMS „ Vega-1 ” és „ Vega-2 ” két leszálló moduljának kellett volna működnie a bolygó felszínén. Az első modul nem szándékos, idő előtti aktiválódása miatt nem tudta befejezni a kutatási programot a felszínen, a Vega-2 leszállómodul 56 percig dolgozott a felszínen.

AMS Magellan kutatási program

Az AMS -t 1989. május 4-én az Atlantis STS-30-as járatának részeként egy siklóról indították , és 1990. augusztus 10-én lépett a Vénusz körüli pályára . Az eszköz aktív munkája a bolygó közelében több mint négy évig tartott, ami lehetővé tette, hogy az AMS apertúra -radarjával a program három ciklusát teljesítsék a felszín nagy részének megfigyelésére. Mivel az egyes ciklusok során a megfigyelések különböző szögekből történtek, a felület egy részére különböző szögekből készült felvételek készültek, ami lehetővé teszi számukra háromdimenziós ( sztereografikus ) képek készítését.

A felmérési program 1990. augusztus 16-án kezdődött és 1994. október 11-én fejeződött be. A nap folyamán az AMS 7,3 fordulatot hajtott végre a bolygó körül, 17-28 km széles és 70 000 km hosszú képet készített, ami lehetővé tette a 98. A munka végére a bolygó felszínének %-a, 22%-a különböző szögből.

A Vénusz felszínformáinak legnagyobb képviselőinek mérete (km-ben) [3] [4]

Topográfia

A Vénusz felszíne viszonylag kis magasságkülönbséggel rendelkezik. A Pioneer-Venus AMS szerint azt találták, hogy a bolygó legmagasabb és legalacsonyabb pontja közötti magasságkülönbség körülbelül 13 km, míg a Föld esetében ez az érték körülbelül 20 km. Ezen AMS-ek adatai szerint a Vénusz felszínének körülbelül 51%-a a bolygó átlagos sugarától (6052 km) ±500 m magassági tartományban található. A felszín mindössze 2%-a tér el ettől az átlagtól több mint 2 km-rel. Az AMS Magellan magasságmérője megerősítette a felszín általában lapos természetét, megmutatva, hogy 80%-a nem tér el egy kilométernél jobban a bolygó átlagos sugarától. A legjelentősebb magaslatok a Lakshmi fennsík a 11 km magas Maxwell -hegyekkel, Akny7 km magas és Freyaszintén 7 km magas. A viszonylag kis magasságkülönbség ellenére a magasságmérési adatok nagy lejtős síkságokat tárnak fel. Tehát a Maxwell-hegységtől délnyugatra egyes területek lejtése eléri a 45 ° -ot. A terep lejtése a Duna- hegység vidékén is regisztrált .és Themis területén. A felszín körülbelül 75%-a szikla, amelyet üledékes kőzet nem fed.

Felvidék

A Vénusz középpontjától mért átlagos távolság feletti magasság több mint két kilométerrel a felszín 10%-át jelenti. Közülük a legjelentősebbek Aphrodité , Istar és Lada földjei, valamint Béta , Phoebe régióiés Themis. Területek Alpha , Bellaz Eistles pedig kevésbé jelentős felvidéki csoportok.

Plains

A síkságok a felszín körülbelül 50%-át foglalják el, és a bolygó átlagos sugarához képest 0–2 km-es magasságban helyezkednek el.

Alföld

A felszín fennmaradó részét síkságnak nevezik, és főként a nullának vett magasság alatt található. A radaradatok azt mutatják, hogy centiméteres pontossággal sík felületről van szó, és tele vannak olyan anyaggal, amelyet a dombokról származó eróziós folyamatok hajtottak végre.

Impact kráterek

A radarral végzett földi megfigyelések lehetővé tették a becsapódási kráterekkel kapcsolatos egyes topográfiai jellemzők meghatározását.[ adja meg ] . Az AMS " Venera-15 " és " Venera-16 " keringő megfigyelései 150 kráter azonosítását tették lehetővé, az AMS Magellan  - 900 megfigyelései.

A Merkúrhoz , a Holdhoz és a hasonló, nem légköri égitestekhez képest a Vénusznak nagyon kevés krátere van, részben a légkör védő hatása miatt. [5] A Vénuszon nincs 2 km-nél kisebb átmérőjű kráter, és viszonylag kevés a legfeljebb 30 km átmérőjű kráter. A kis kráterek szabálytalan alakúak és csoportokban helyezkednek el, ami a bolygó sűrű légkörében lezuhanó égitestek pusztulását jelzi. [5] A Vénuszon is kevesebb nagy kráter található, mint a Naprendszer más viszonylag nagy testein. A meglévő nagy kráterek nem tartalmaznak nyomokat a későbbi vulkáni tevékenységnek, ami arra utal, hogy az őket előidéző ​​esemény a bolygón az aktív vulkanizmus fázisának vége után következett be. A radaradatok szerint felületüket semmilyen erózió nem simította ki, és nem töltötték ki behozott üledékes kőzetekkel . A kráterek véletlenszerű eloszlása ​​a felszínen – nincs sűrűbb terület – bizonyíték arra, hogy az egész bolygó felszíne egyidős.

A kráterek kis száma a Holdhoz vagy a Merkúrhoz képest egyrészt nem teszi lehetővé, hogy a kráterszám alapján megbecsüljük a Vénusz táj egyes részeinek és teljes felszínének korát, másrészt arra utal, hogy viszonylag nemrég jött létre egy olyan esemény után, amely vagy teljesen elpusztította a bolygó régi kéregének felső rétegeit , vagy teljesen elrejtette őket új lerakódások alatt. Így a Vénusz az egyetlen földi bolygó a Naprendszerben , amely hasonló eseményt élt át modern történelme során.

Vulkanizmus

A Vénusz modern felszínét főként vulkáni folyamatok alakították ki . A vulkáni üledékek lerakódásának jellege szerint megkülönböztetik a "centrális típusú vulkanizmust", amelynek tevékenységi központja egyértelműen meghatározott, és a csapda típusú területi vulkanizmust. Mivel a bolygón nem találtak lemeztektonikát , és ennek megfelelően nincsenek szubdukciós zónák , a bolygó összes "centralizált típusú" vulkánja - a szó szoros értelmében - pajzsvulkán . A sztratovulkánok olyan vulkánok, amelyek megjelenésükben hasonlítanak a Földön található hasonló szerkezetekre. A fiatalabb lávafolyamok általában világosabb területekként jelennek meg a radarképeken , mivel anyaguk kevésbé eróziós a környező tájhoz képest.

A bolygó felszínének hozzávetőleg 80%-át lávafolyások által alkotott síkságok foglalják el , amelyek között körülbelül száz nagy rétegvulkán , sok kisebb vulkán és koronának nevezett építmény található .. Ez utóbbiak 100-300 km átmérőjű nagyméretű, lekerekített képződmények, amelyek több száz méterrel emelkednek a környező terület fölé, és feltehetően magmás anyag megszilárdulása következtében alakultak ki, miután a láva egy része szétterült a környéken. így koszorúszerű szerkezetet alkotva. A felszínen nagyon sok 20 km-nél kisebb átmérőjű vulkán található (összszámuk százezerben mérhető). Némelyikük lapos, réteges és piteszerű szerkezetű, átmérője elérheti a 15 km-t. Eredetüket tekintve hasonlóak a földi pajzsvulkánokhoz . Gyakran a koronák körül csoportosulnak, és a bolygó sűrű légkörében kitört, rendkívül viszkózus láva alkotta őket. Ellentétben a földi pajzsvulkánokkal, amelyek magassága a bázistól eléri a 10 km-t, a Vénuszon lévő társaik magassága nem haladja meg az 1,5 km-t.

Egyéb vulkáni struktúrák közé tartoznak az úgynevezett " hírek " - a gátak sugárirányú hálózatai az egykori bazaltfolyások helyén, és egy lehetséges kaldera a közepén; valamint az arachnoidok - koncentrikus ovális struktúrák, amelyeket a " novában "  megfigyeltekhez hasonló képződmények hálózata vesz körül .

Lávafolyások és csatornák

A Vénuszon a lávaáramlások sokkal nagyobbak, mint a modern földi megfelelőik, és elérik a több száz kilométeres hosszúságot és a több tíz kilométer szélességet. Az ok, ami a múltban ilyen hatalmas lávamezők kialakulásához vezetett, még mindig ismeretlen, de az alacsony viszkozitású bazaltlávák kitörése miatt széles síkságok alakultak ki a bolygón. [6] A lávamezőket általában tevékenységi központokhoz vagy központosított vulkanizmushoz kötik , de hasadásos vulkánokhoz, koronákhoz és vulkáni kupolák , kúpok és csatornák halmazaihoz is. Körülbelül 200 lávacsatornát és völgyrendszert fedeztek fel az AMS Magellan adatai alapján , amelyeket egyszerű, elágazó és rétegkomplexekre osztanak fel. Az egyszerű csatornák az egyetlen hosszú lávacsatorna jelentős ágak nélkül 7000 km-ig ( Baltis völgye), az elágazó csatornák sok ágat tartalmaznak, amelyek gyakran visszatérnek a főcsatornába, a sztratokomplexumok több kitöréssel jönnek létre, és egyesíthetik az egyszerű és elágazó csatornák jellemzőit. Az egyes lávacsövek mérete el kell érnie a több tíz méter szélességet és a több száz kilométer hosszúságot. [7] A magmás anyagok ilyen nagy távolságokra történő elterjedése magas hőmérsékletének, alacsony viszkozitásának és a légkör magas hőmérsékletének köszönhető, ami lelassította a láva megszilárdulásának folyamatát.

Tektonikus aktivitás

Annak ellenére, hogy a Vénusznak nincs tektonikus aktivitása, a bolygó felszínén számos olyan szerkezet található, amelyek általában a lemeztektonikához kötődnek. A felszíni képződmények, mint a törések , vulkánok , hegyláncok és hasadéksíkságok a Földön a lemezeknek a felső köpeny olvadt rétege feletti mozgásának eredményeként jönnek létre . A Vénuszon az aktív vulkanizmus hegyláncokból, hasadéksíkságokból és síkságokból álló láncokat alakított ki, amelyek domborműve hosszú időn át tartó összenyomódások és tágulások sorozata eredményeként alakult ki, és a tessera nevet kapta.

A Földtől eltérően itt az alakváltozások közvetlenül kapcsolódnak a bolygó köpenyén belüli dinamikus erőkhöz. A gravimetriás mérések azt mutatják, hogy a Vénusznak nincs asztenoszférája (egy viszonylag alacsony viszkozitású réteg, amely elősegíti a lemezek vízszintes mozgását). Az asztenoszféra hiánya arra utal, hogy a bolygó felszínének deformációi közvetlenül összefüggenek a bolygó köpenyén belüli konvekciós mozgásokkal. A Vénuszon a tektonikus alakváltozások különböző léptékűek, amelyek közül a legkisebb egyenes vonalú repedésekben vagy törésekben fejeződik ki (a vetések helyenként párhuzamos vonalak hálózatát alkotják). A Holdra és a Marsra jellemző kiterjesztetlen hegyláncok is gyakran megtalálhatók a Vénusz felszínén. A kiterjedt tektonizmus hatásai vetések formájában nyilvánulnak meg, amelyekben a Vénusz kéreg egy része a környező terephez képest alacsonyabb szintre süllyed, repedések terjednek át a felemelt és lesüllyedt tájrészeken. A radarmegfigyelések azt mutatják, hogy ezek a több száz kilométer széles vetések az egyenlítői régiókban, a magas déli szélességi körökben összpontosulnak , és összefüggenek egymással. Az így kialakult töréshálózat lefedi a bolygót, meghatározva a vulkánok eloszlását a felszínen. A Vénusz hasadékai a litoszféra fejlődésével együtt keletkeztek, és több tíz-száz méter széles és akár 1000 km hosszú mélyedéscsoportok, amelyek általában nagy kupola alakú vulkáni képződményekhez kapcsolódnak, mint például a Beta , Atlyés Aistla . Ezek a kiemelkedések nagy valószínűséggel magmás csóvák felszínre bukkanása , amelyek felemelkedésüket, repedések és törések kialakulását, valamint a vulkanizmust okozták.

A bolygó legmagasabb hegyei - a Maxwell -hegység ( Ishtar földjén ) - kompressziós deformációk, nyújtás és oldalirányú mozgás eredményeként jöttek létre. A vénuszi földrajzi jellemzők egy másik típusa az alföldön található, és olyan „ gerincöveket ” foglal magában, amelyek több száz méterrel a felszín fölé emelkednek, és akár több száz méter szélesek és akár ezer kilométer hosszúak is. Ezeknek az öveknek a fő felhalmozódása a Lavinia-síkság régiójában található.a Déli-sark és az Atalanta közelében — az északi régióban.

A Tessera főleg Aphrodité földjén található, Istar földjének keleti részén ( a szerencse tessera)), az Alfa régióban és a Tellúr régióban . A Tesserae egymást keresztező hegygerincekkel és gránákkal borított területek . A tesserák kialakulása a bazaltanyag korai kiömlésével függ össze, amely sík területet alkotott, amelyet ezt követően a tektonikai folyamatok deformáltak [6] .

Belső szerkezet és mágneses tér

A Vénusz kérgét 50 km vastagnak tartják, és szilikát kőzetekből áll. A bolygó köpenye megközelítőleg 3000 km mélyre nyúlik, kémiai összetétele 2011-ben még nem pontosan meghatározott. Mivel a Vénusz földi bolygó , feltételezhető, hogy vas-nikkel magja körülbelül 3000 km sugarú.

A Pioneer Venus keringői által nyert adatok azt mutatják , hogy a bolygónak nincs jelentős mágneses tere . Mivel a dinamóhatás megjelenéséhez egy forgó vezető jelenléte szükséges , ennek hiánya a bolygó lassú forgásával magyarázható , 243,7 napos sziderikus periódussal . [8] A szimulációk szerint azonban ennek a lassú forgásnak elegendőnek kell lennie a dinamóeffektus megjelenéséhez, és a modern mágneses tér hiánya csak a magban lévő konvekció hiányával magyarázható. [8] Mivel az égitest folyadékrétegei között konvektív folyamatok mennek végbe jelentős hőmérséklet-különbség mellett, illetve abban az esetben, ha a sugárzó hőátadás nem elegendő ahhoz, hogy a hőt visszasugározza a környező térbe, az égitest hiánya A konvekció azt jelentheti, hogy a mag jelenlegi állapotában korlátozott hőt bocsát ki, vagy a bolygónak nincs magasabb hőmérsékletű belső magja.

A kéreg pusztulása a múltban

Feltételezések szerint 300-500 millió évvel ezelőtt a Vénusz olyan eseményen ment keresztül, amely a bolygó kérgének teljes megújulásához vagy felső rétegeinek átfedéséhez vezetett a beérkező köpenyanyag miatt. Ennek a jelenségnek az egyik lehetséges magyarázata az ilyen események ciklikusságára vonatkozó hipotézis, melynek következtében a belső rétegeiben felhalmozódott hőfelesleg hosszú időn keresztül felszabadul. A Földön a középpontból a felszín felé történő hőátadás lemeztektonikán keresztül valósul meg , amit a Vénuszon nem találtak meg. Így ezen elmélet szerint a bolygó jelenlegi állapotában az elemek radioaktív bomlása miatt belső felmelegedésen megy keresztül, ami egy idő után a globális bazaltvulkanizmus új időszakához vezet, amely szinte teljesen beborítja a Vénusz felszínét. új magmás anyaggal. [9] Ezen elmélet közvetett megerősítése, hogy a bolygó Földközeli paraméterei ellenére gyakorlatilag nem rendelkezik mágneses mezővel , valamint a légkörben a deutérium és a hidrogén arányának kivételesen magas -1 értéke. Az első a Vénusz magjából származó hőátadás hiányával magyarázható, a második arra utalhat, hogy a közelmúltban sokkal több vizet tartalmazott a légköre.

Modern folyamatok a felszínen

Mivel a víz nem létezhet folyékony állapotban a felszínen, és a légkörben elhanyagolható mennyisége, a felszínen eróziós folyamatokat csak a kitörések során fellépő lávafolyások , a felszín légkörrel való kölcsönhatása, a felszínről történő anyagkilövellések okozhatnak. nagy meteoritok esése és robbanásveszélyes kitörések során. Az utolsó két esetben a kilökődött anyag - amikor erős széllel a légkör felső rétegeibe kerül - nyugati irányban hordódik, és a felszínre hullva parabolikus csapadékzónát képez. A légköri eróziós folyamatokat szélerózióra osztják, amely kis magasságban enyhe szél esetén a felszínen lévő nagy gázsűrűségnek köszönhető, és kémiai erózióra, amely a felszínnel reakcióba lépő agresszív kémiai vegyületeknek a légkörben való jelenléte miatt következik be. sziklák, ami fokozatos pusztulásához vezet. Mivel ezeknek a folyamatoknak a sebessége kicsi, és a felszín meglehetősen fiatal, nagy részét nem borítja üledékes kőzet. Az ilyen kőzetek felhalmozódását csak azokon a területeken figyelték meg, amelyek a múltban nagy meteorit-becsapódásokkal jártak. A hasonló csapadékkal rendelkező területeken dűnemezőket , yardangokat és üledékes kőzeteket találtak, amelyeket a későbbi széllökések lineáris mintázatokká szerveztek. A Magellan AMS adatai alapján több mint 60 ilyen parabolikus csapadékzónát fedeztek fel , amelyek más eróziós folyamatok részvételével együtt alkotják a táj legújabb jellegzetességeit.

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. A Vénusz titokzatos tájai // Föld és Univerzum . - M . : Nauka , 1990. - 2. sz . - S. 91 .
  2. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. A Vénusz titokzatos tájai // Föld és Univerzum . - M . : Nauka , 1989. - 6. sz ​​. - S. 45 .
  3. ↑ A Vénusz domborműves térképe . Letöltve: 2012. május 29. Az eredetiből archiválva : 2012. március 8..
  4. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature archiválva 2020. szeptember 21-én a Wayback Machine -nél 
  5. ↑ 1 2 Bougher , SW; Hunten, D. M.; Philips, RJ; William B. McKinnon, Kevin J. Zahnle, Boris A. Ivanov, HJ Melosh. Vénusz II – Geológia, geofizika , légkör és napszélkörnyezet  . – Tucson: The University of Arizona Press  , 1997. - P. 969. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  6. ↑ 1 2 Basilevsky, AT; J. W. Fej III.  A Vénusz felszíne  // Jelentések a fizika fejlődéséről : folyóirat. - 2003. - 1. évf. 66 , sz. 10 . - P. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - Iránykód . Az eredetiből archiválva : 2006. március 27. Archivált másolat (nem elérhető link) . Hozzáférés dátuma: 2011. október 24. Az eredetiből archiválva : 2006. március 27. 
  7. ↑ Dr. Graeme Melville (a Wollongong Egyetem csillagászai, Ausztrália) és Prof. Bill Zealey
  8. ↑ 1 2 Stevenson, DJ, (2003) . " Bolygómágneses mezők ", Earth and Planetary Science Letters , 208, 1-11 
  9. ↑ Vagyis 2011-re vonatkozóan nem tudni biztosan, hogy szükség van-e egy másik nagy égitesttel való ütközésre a globális bazaltvulkanizmus (a bolygókéreg új ciklusa) új időszakának elindításához.

Linkek

Publikációk az interneten

Könyvek és cikkek