Venus geologi

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 7. juli 2020; checks kræver 3 redigeringer .

Geologi af Venus  - en gren af ​​planetarisk videnskab og planetarisk geologi , dedikeret til den geologiske struktur af Venus . Da overfladen af ​​denne planet er dækket af et kontinuerligt skydække og er utilgængelig for observationer i det optiske område , moderne viden om de geologiske strukturer på overfladen, ideen om deres oprindelse, evolution og den tilsvarende underjordiske struktur af skorpen er baseret på radarbilleder . På grundlag af højdemålinger og blændemålinger af den sovjetiske AMS Venera -15 og Venera-16 i 1984 blev der opnået en generel idé om planetens geomorfologi ; den mest komplette mængde overfladedata blev opnået ved hjælp af NASAs Magellan AMS , som arbejdede i kredsløb fra august 1990 til september 1994 og kortlagde 98% af overfladen på Venus med sin radar (22% af dem i tredimensionelle billeder ).

Overfladen af ​​Venus indeholder tegn på tidligere aktiv basaltvulkanisme med skjold- og sammensatte vulkaner , der ligner dem på Jorden, men hvis dannelse blev påvirket af en tæt og massiv atmosfære og en overfladenær temperatur på omkring 475 °C . Sammenlignet med Månen , Mars eller Merkur er der stort set ingen små nedslagskratere på Venus' overflade på grund af den tætte, tykke atmosfæres beskyttende virkning. Der er også færre mellemstore og store kratere end på Månen og Merkur, hvilket forklares med overfladens ungdom. Blandt de usædvanlige detaljer i relieffet er følgende:

Overfladen indeholder også størknede lavastrømme , tegn på atmosfærisk erosion og seismisk aktivitet .

Overfladeundersøgelser før AMS "Magellan"

Venus blev det andet himmellegeme efter Månen , hvis overflade blev undersøgt ved hjælp af radar fra Jorden. De første observationer blev foretaget i 1961 ved NASAs Goldstone Observatory . Under flere efterfølgende ringere konjunktioner blev Venus observeret ved Goldstone og ved Arecibo Observatory , som i 1963 producerede følgende data:

Ifølge radarobservationer viste planetens radius sig at være omkring 70 km mindre end ifølge optisk , hvilket forklares ved tilstedeværelsen af ​​et skydække på Venus , der er gennemsigtigt for radiobølger . Også tidlige radarobservationer indikerede, at Venus' overflade havde mere sten og mindre støv end Månens overflade . Allerede på de første radarbilleder blev der fundet lyse områder ved navn Alpha , Beta og Maxwell.

Mellem 1970 og 1985 skete der en betydelig forbedring af radarteknikker, som gjorde det muligt at få billeder af overfladen med en opløsning på 1-2 km.

Med begyndelsen af ​​rumflyvningens æra blev Venus et af målene for forskning ved hjælp af nedstigningskøretøjer . Opsendelsesvinduet for en flyvning til planeten finder sted hver 19. måned, og fra 1962 til 1985, i løbet af hvert af disse tidsintervaller, der var egnede til opsendelse, blev der opsendt automatiske interplanetariske forskningsstationer til planeten .

I 1962 fløj Mariner 2 forbi Venus og blev det første rumfartøj til at besøge en anden planet. I 1965 blev Venera 3 det første rumfartøj til at nå en anden planet. I 1967 blev Venera 4 det første rumfartøj til at transmittere data om egenskaberne af den venusiske atmosfære. Samme år målte Mariner 5 planetens magnetfelt . I 1970 blev Venera 7 det første køretøj til at lave en fuldstændig vellykket landing på overfladen. I 1974 fløj Mariner 10 forbi planeten på vej til Merkur og fotograferede skyerne i det ultraviolette lys , hvilket gjorde det muligt at registrere usædvanligt stærke vinde i stor højde. I 1975 transmitterede Venera 9 -satellitten de første optiske billeder fra overfladen og foretog gammastråleobservationer af de omgivende klipper . Venera 10 gentog disse observationer ved et andet landingssted samme år . I 1978 gik Pioneer Venera 1 i kredsløb om planeten og udførte højdemålinger og gravimetriske målinger og kortlagde overfladen fra 63°S. op til 78° N Samme år forfinede Pioneer Venera-2 data om atmosfærens egenskaber, herunder måling af forholdet mellem isotoperne argon -36 og argon - 38 (et af stationens landingsmoduler arbejdede på overfladen i omkring en time). I 1982 transmitterede Venera -13 de første farvebilleder fra overfladen af ​​Venus (der blev også lavet en røntgenanalyse af jordprøver - landingsmodulet arbejdede på overfladen i 127 minutter ). Samme år målte Venera 14 - landeren seismisk aktivitet og fandt tegn på dens tilstedeværelse.

I 1983 opnåede satellitterne Venera-15 og Venera-16 mere detaljerede radarbilleder af overfladen og målte ved hjælp af en installeret højdemåler en betydelig del af planetens nordlige halvkugle. Disse stationer var de første til at bruge syntetisk blænderadar til at studere Venus og opnåede billeder af overfladen med en opløsning på 1-2 km. Højdemålingerne, som var fire gange mere nøjagtige end dem fra Pioneer Venus-rumfartøjet, gav data om overfladetekstur og topografi, som ikke kunne opnås ved at scanne fra Jorden på det tidspunkt. Begge enheder befandt sig i langstrakte polære baner og registrerede målinger inden for 16 minutter fra polen til 30 grader nordlig bredde . , blev den resterende tid i kredsløb med en periode på 24 timer brugt til at sende de modtagne 8 MB data til Jorden. Under driften af ​​enhederne (fra 11. november 1983 til 10. juli 1984) gjorde planetens egen rotation på 1,48°/ dag det muligt at scanne hele det nordlige polarområde. De modtagne data blev behandlet på Institute of Radio Engineering and Electronics , hvilket gjorde det muligt at få en generel idé om planetens geomorfologi . Mange landformer, der tidligere menes at være resultatet af asteroidepåvirkninger , er blevet identificeret som usædvanlige vulkanske strukturer. Et af resultaterne af arbejdet i Venera-15 og Venera-16 AMS var opdagelsen af ​​nye reliefdetaljer, for hvis navne de generiske termer " krone " (ringstrukturer varierende i størrelse fra 150 til 600 km) [1 ] og " tessera " (strukturer af vekslende kamme og dale, der ligner parket på billederne) [2] . Ringstrukturer omgivet af radiale kamme blev opdaget. De blev navngivet arachnoider , fordi de ligner edderkopper i udseende. Der er ikke fundet tegn på pladetektonik . Dette blev senere bekræftet af data indsamlet af AMS Magellan . Et lille antal nedslagskratere gjorde det muligt at fastslå, at planetens moderne overflade blev dannet relativt for nylig.

I 1985, inden for rammerne af det sovjetiske program " Vega ", skulle to landingsmoduler af AMS " Vega-1 " og " Vega-2 " fungere på planetens overflade. Det første modul kunne ikke gennemføre forskningsprogrammet på overfladen på grund af dets utilsigtede for tidlige aktivering, og Vega-2-landingsmodulet arbejdede på overfladen i 56 minutter.

AMS Magellan forskningsprogram

AMS blev opsendt fra en shuttle som en del af Atlantis-flyvningen STS-30 den 4. maj 1989 og gik i kredsløb om Venus den 10. august 1990 . Det aktive arbejde med enheden nær planeten varede mere end fire år, hvilket gjorde det muligt ved hjælp af blænderadaren på AMS at gennemføre tre cyklusser af programmet for at observere det meste af overfladen. Da observationer under hver cyklus blev foretaget i forskellige vinkler, blev der opnået billeder for en del af overfladen fra forskellige vinkler, hvilket tillader konstruktionen af ​​tredimensionelle ( stereografiske ) billeder til dem.

Opmålingsprogrammet begyndte den 16. august 1990 og sluttede den 11. oktober 1994. I løbet af dagen udførte AMS 7,3 omdrejninger rundt om planeten og tog et billede 17-28 km bredt og 70.000 km langt, hvilket gjorde det muligt at fotografere 98 % af planetens overflade ved slutningen af ​​arbejdet, 22 % af dem er fra forskellige vinkler.

Størrelsen af ​​de største repræsentanter for Venus' landformer
(i km) [3] [4]

Topografi

Venus overflade har en relativt lille højdeforskel. Ifølge Pioneer-Venus AMS blev det fundet, at højdeforskellen mellem de højeste og laveste punkter på planeten er omkring 13 km, mens denne værdi for Jorden er omkring 20 km. Ifølge data opnået af disse AMS, er omkring 51% af overfladen af ​​Venus placeret i højdeområdet ±500 m fra planetens middelradius (6052 km). Kun 2 % af overfladen afviger fra dette gennemsnit med mere end 2 km. Højdemåleren på AMS Magellan bekræftede overfladens generelt flade natur og viste, at 80% af den ikke afviger mere end en kilometer fra planetens gennemsnitlige radius. De mest markante højder er Lakshmi-plateauet med Maxwell - bjergene 11 km høje, Akny7 km høj og Frejaogså 7 km høj. På trods af den relativt lille højdeforskel afslører højdemålingsdata store skrånende sletter. Så sydvest for Maxwell-bjergene når hældningen af ​​nogle områder 45 °. Terrænets hældning er også registreret i regionen ved Danu-bjergene.og i området Themis. Cirka 75% af overfladen er sten, der ikke er dækket af sedimentære sten.

Uplands

Højder anses for at være 10 % af overfladen med højder på mere end to kilometer over den gennemsnitlige afstand fra Venus centrum. De mest betydningsfulde af dem er landene Afrodite , Ishtar og Lada, samt regionerne Beta , Phoebeog Themis. Områder Alpha , Bellog Eistles er mindre betydningsfulde højlandsgrupper.

Plains

Sletter optager cirka 50% af overfladen og er placeret i højder på 0-2 km i forhold til planetens gennemsnitlige radius.

Lavland

Den resterende del af overfladen kaldes lavland og er hovedsageligt placeret under højden taget som nul. Radardata indikerer, at de inden for centimeters nøjagtighed er en flad overflade og fyldt med materiale, der er udført af erosionsprocesser fra bakker.

Nedslagskratere

Jordbaserede observationer ved hjælp af radar har gjort det muligt at bestemme nogle af de topografiske træk forbundet med nedslagskratere .[ angiv ] . Observationer fra orbiterne AMS " Venera-15 " og " Venera-16 " gjorde det muligt at identificere 150 kratere og observationer fra AMS Magellan  - 900.

Sammenlignet med Merkur , Månen og lignende ikke- atmosfæriske himmellegemer har Venus meget få kratere, delvist på grund af atmosfærens beskyttende virkning. [5] Der er ingen kratere mindre end 2 km i diameter på Venus, og der er relativt få kratere op til 30 km i diameter. Små kratere har en uregelmæssig form og er placeret i grupper, hvilket indikerer ødelæggelsen af ​​faldende himmellegemer i planetens tætte atmosfære. [5] Der er også færre store kratere på Venus end på andre relativt store legemer i solsystemet. Eksisterende store kratere indeholder ikke spor af senere vulkansk aktivitet, hvilket indikerer, at den begivenhed, der gav anledning til dem, fandt sted efter afslutningen af ​​fasen af ​​aktiv vulkanisme på planeten. Ifølge radardata blev deres overflade ikke udjævnet af nogen form for erosion og var ikke fyldt med medbragte sedimentære sten . Den tilfældige fordeling af kratere over overfladen - ingen tættere områder - er bevis på, at overfladen af ​​hele planeten er af samme alder.

Det lille antal kratere sammenlignet med Månen eller Merkur giver os på den ene side ikke mulighed for at estimere alderen på dele af Venus landskab og hele dets overflade baseret på antallet af kratere, på den anden side indikerer det, at den blev dannet relativt nylig efter en begivenhed, der enten fuldstændig ødelagde de øverste lag af den gamle jordskorpe eller fuldstændig skjulte dem under nye aflejringer. Venus er således den eneste jordiske planet i solsystemet, der har oplevet en lignende begivenhed i sin moderne historie.

Vulkanisme

Den moderne overflade af Venus blev hovedsageligt dannet af vulkanske processer. Efter arten af ​​aflejringen af ​​vulkanske sedimenter skelnes der mellem "central-type vulkanisme" med et klart defineret aktivitetscenter og arealvulkanisme af fældetypen . Da der ikke er fundet nogen pladetektonik på planeten, og der følgelig ikke er nogen subduktionszoner , er alle vulkaner af den "centraliserede type" på planeten - i ordets strenge betydning - skjoldvulkaner . Stratovulkaner er vulkaner, der ligner lignende strukturer på Jorden i udseende. Yngre lavastrømme har en tendens til at fremstå som lysere områder på radarbilleder på grund af mindre erosion af deres materiale sammenlignet med det omgivende landskab.

Cirka 80% af planetens overflade er optaget af sletter dannet af lavastrømme , blandt hvilke er omkring hundrede store stratovulkaner , mange mindre vulkaner og strukturer kaldet kroner .. Sidstnævnte er store afrundede formationer med en diameter på 100-300 km, som hæver sig flere hundrede meter over det omkringliggende område og menes at være dannet som følge af størkning af magmatisk materiale efter at en del af lavaen har spredt sig over omgivelserne. danner således en kranslignende struktur. Der er en masse vulkaner med en diameter på mindre end 20 km på overfladen (deres samlede antal kan måles i hundredtusindvis). Nogle af dem har en flad, lagdelt og tærteagtig struktur og er op til 15 km i diameter. De menes at have samme oprindelse som terrestriske skjoldvulkaner . De klynger sig ofte omkring kronerne og blev dannet af meget tyktflydende lava, der brød ud i planetens tætte atmosfære. I modsætning til terrestriske skjoldvulkaner, hvis højde fra basen når 10 km, overstiger højden af ​​deres modstykker på Venus ikke 1,5 km.

Andre vulkanske strukturer omfatter de såkaldte " nyheder " - radiale netværk af digeformationer på stedet for tidligere basaltstrømme og med en mulig caldera i midten; samt arachnoider  - koncentriske ovale strukturer omgivet af et netværk af formationer svarende til dem, der observeres i " nova ".

Lavastrømme og kanaler

Lavastrømme på Venus er meget større end deres moderne terrestriske modstykker og når hundredvis af kilometer i længden og titusinder af kilometer i bredden. Årsagen, der førte til dannelsen af ​​så store lavafelter i fortiden, er stadig ukendt, men det er som følge af udbrud af basaltlavaer med lav viskositet , at der blev dannet brede sletter på planeten. [6] Lavafelter er generelt forbundet med aktivitetscentre eller centraliseret vulkanisme , men også med sprækkevulkaner, kroner og klynger af vulkanske kupler , kegler og kanaler. Omkring 200 lavakanaler og dalsystemer blev opdaget på basis af data fra AMS Magellan , som er opdelt i simple, forgrenede og stratokomplekser. Simple kanaler er den eneste lange lavakanal uden væsentlige forgreninger op til 7000 km lange ( Baltis-dalen), forgreningskanaler indeholder mange grene, der ofte vender tilbage til hovedkanalen, stratokomplekser dannes af flere udbrud og kan kombinere funktionerne i simple og forgrenede kanaler. Dimensionerne af individuelle lavarør bør nå titusvis af meter i bredden og flere hundrede kilometer i længden. [7] Spredningen af ​​magmatisk materiale over så lange afstande skyldes dets høje temperatur, dets lave viskositet og den høje temperatur i atmosfæren, som bremsede processen med lavastørkning.

Tektonisk aktivitet

På trods af at Venus er blottet for tektonisk aktivitet som sådan, er der mange strukturer på planetens overflade, der almindeligvis er forbundet med pladetektonik. Overfladeformationer såsom forkastninger , vulkaner , bjergkæder og sprækkesletter på Jorden dannes som et resultat af pladernes bevægelse over det smeltede lag af den øvre kappe . På Venus har aktiv vulkanisme dannet kæder af bjergkæder, sprækkesletter og sletter, hvis relief er dannet som følge af en række sammentrykninger og udvidelser over lang tid og har fået navnet tessera.

I modsætning til Jorden er deformationerne her direkte relateret til de dynamiske kræfter inde i planetens kappe . Gravimetriske målinger indikerer, at Venus ikke har en asthenosfære (et lag med relativt lav viskositet , der fremmer vandrette pladebevægelser). Fraværet af en asthenosfære antyder, at deformationer af planetens overflade er direkte relateret til konvektionsbevægelser i planetens kappe. Tektoniske deformationer på Venus forekommer på forskellige skalaer, hvoraf den mindste kommer til udtryk i lineære revner eller forkastninger (nogle steder danner forkastningerne et netværk af parallelle linjer). De uudstrakte bjergkæder, der er karakteristiske for Månen og Mars , findes også ofte på Venus' overflade. Virkningerne af omfattende tektonisme viser sig i form af forkastninger, hvor en del af den venusiske skorpe synker i forhold til det omgivende terræn til et lavere niveau, sprækker forplanter sig gennem de hævede og sænkede dele af landskabet. Radarobservationer viser, at disse forkastninger, op til flere hundrede kilometer brede, er koncentreret i ækvatoriale områder, på høje sydlige breddegrader og er forbundet med hinanden. Det således dannede forkastningsnetværk dækker planeten og bestemmer fordelingen af ​​vulkaner på overfladen. Rifter på Venus dannet sammen med udviklingen af ​​litosfæren og er grupper af lavninger fra ti til hundreder af meter brede og op til 1000 km lange, som normalt forbindes med store kuppelformede vulkanske formationer, såsom Beta , Atlyog Aistla . Disse forhøjninger er højst sandsynligt udspringet af magmatiske faner til overfladen, som forårsagede deres stigning, dannelsen af ​​revner og forkastninger og vulkanisme.

De højeste bjerge på planeten - Maxwell-bjergene (på Ishtars territorium ) - blev dannet som et resultat af kompressionsdeformationer, strækning og lateral bevægelse. En anden type venusisk geografisk træk findes i lavlandet og omfatter " rygbælter ", der rejser sig flere hundrede meter over overfladen og er op til flere hundrede meter brede og op til tusinde kilometer lange. De vigtigste ophobninger af disse bælter er placeret i regionen ved Lavinias sletter .nær Sydpolen og Atalanta — i den nordlige region.

Tessera findes hovedsageligt i landet Afrodite , den østlige del af landet Ishtar ( tessera of Fortune), i Alpha -regionen og Tellur-regionen . Tesserae er områder dækket af krydsende højdedrag og graben . Dannelsen af ​​tessærer er forbundet med tidlige udgydelser af basaltmateriale, som dannede et fladt område, som efterfølgende blev deformeret af tektoniske processer [6] .

Intern struktur og magnetfelt

Skorpen på Venus menes at være 50 km tyk og sammensat af silikatsten . Planetens kappe strækker sig cirka 3000 km dybt, dens kemiske sammensætning, som i 2011, er ikke nøjagtigt bestemt. Da Venus er en terrestrisk planet , antages det, at den har en jern-nikkel-kerne med en radius på omkring 3000 km.

Data indhentet af Pioneer Venus orbiters viser , at planeten ikke har et signifikant magnetfelt . Da tilstedeværelsen af ​​en roterende leder er nødvendig for fremkomsten af ​​dynamoeffekten , kan dens fravær forklares med planetens langsomme rotation med en siderisk periode på 243,7 dage . [8] Men ifølge simuleringer skulle denne langsomme rotation være tilstrækkelig til at fremstå en dynamoeffekt, og fraværet af et moderne magnetfelt kan kun forklares med fraværet af konvektion i kernen. [8] Da konvektionsprocesser forekommer mellem flydende lag i et himmellegeme i nærværelse af en betydelig temperaturforskel mellem dem og i det tilfælde, hvor strålingsvarmeoverførslen ikke er tilstrækkelig til at genudstråle varme ind i det omgivende rum, er fraværet af konvektion kan betyde, at enten frigives varme af kernen i dens nuværende tilstand begrænset, eller også har planeten ikke en indre kerne med en højere temperatur.

Ødelæggelsen af ​​skorpen i fortiden

Det menes, at Venus for 300-500 millioner år siden gennemgik en begivenhed, der førte til en fuldstændig fornyelse af planetens skorpe eller til overlapning af dens øvre lag af indkommende kappemateriale. En af de mulige forklaringer på dette fænomen er hypotesen om cykliciteten af ​​sådanne begivenheder, som et resultat af hvilken den overskydende varme, der er akkumuleret i dets indre lag, frigives i lang tid. På Jorden realiseres processen med varmeoverførsel fra centrum til overfladen gennem pladetektonik , som ikke er blevet fundet på Venus. Ifølge denne teori gennemgår planeten således i sin nuværende tilstand intern opvarmning på grund af det radioaktive henfald af elementer, hvilket efter nogen tid vil føre til en ny periode med global basaltisk vulkanisme, som næsten fuldstændigt vil dække Venus' overflade med nyt magmatisk materiale. [9] En indirekte bekræftelse af denne teori er, at på trods af planetens tætte på Jorden parametre, er den praktisk talt blottet for et magnetfelt , samt en usædvanlig høj værdi af forholdet mellem deuterium og brint -1 i atmosfæren. Den første kan forklares med manglen på varmeoverførsel fra Venus kerne, den anden kan indikere, at dens atmosfære i den seneste tid indeholdt meget mere vand.

Moderne processer på overfladen

Da vand ikke kan eksistere i flydende tilstand på overfladen, og dets mængde i atmosfæren er ubetydelig, kan erosionsprocesser på overfladen kun forårsages af lavastrømme under udbrud, vekselvirkning mellem overfladen og atmosfæren, udstødning af materiale fra overfladen under store meteoritters fald og under eksplosive udbrud. I de sidste to tilfælde føres det udstødte stof - når det kommer ind i de øverste lag af atmosfæren med kraftig vind - i vestlig retning og falder til overfladen og danner en parabolsk nedbørszone. Atmosfæriske erosionsprocesser er opdelt i vinderosion, som ved svag vind i lav højde skyldes en høj gastæthed på overfladen, og kemisk erosion, som skyldes tilstedeværelsen af ​​aggressive kemiske forbindelser i atmosfæren, som reagerer med overfladen. klipper, hvilket fører til deres gradvise ødelæggelse. Da hastigheden af ​​disse processer er lav, og overfladen er ret ung, er det meste af den ikke dækket af sedimentære bjergarter. Ophobningen af ​​sådanne sten er kun bemærket i områder, der er forbundet med store meteoritnedslag i fortiden. I områder med lignende nedbør er der fundet klitmarker , yardangs og sedimentære bjergarter, som er blevet organiseret i lineære mønstre ved efterfølgende vindkraft. Mere end 60 sådanne parabolske nedbørszoner blev opdaget baseret på Magellan AMS -dataene , som sammen med deltagelse af andre erosionsprocesser danner de nyeste træk ved landskabet.

Se også

Noter

  1. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Mystiske landskaber på Venus // Jorden og universet . - M . : Nauka , 1990. - Nr. 2 . - S. 91 .
  2. ↑ O.N. Rzhiga, A.I. Sidorenko. Mystiske landskaber på Venus // Jorden og universet . - M . : Nauka , 1989. - Nr. 6 . - S. 45 .
  3. ↑ Reliefkort over Venus . Hentet 29. maj 2012. Arkiveret fra originalen 8. marts 2012.
  4. ↑ Gazetteer of Planetary Nomenclature Arkiveret 21. september 2020 på Wayback Machine 
  5. ↑ 1 2 Bougher , SW; Hunten, D.M.; Philips, RJ; William B. McKinnon, Kevin J. Zahnle, Boris A. Ivanov, HJ Melosh. Venus II - Geologi, Geofysik, Atmosfære og Solvindmiljø  . — Tucson: University of Arizona Press  , 1997. - S. 969. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  6. ↑ 1 2 Basilevsky, AT; J. W. Hoved III. Venus' overflade   // Rapporter om fremskridt i fysik : journal. - 2003. - Bd. 66 , nr. 10 . - S. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - . Arkiveret fra originalen den 27. marts 2006. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Dato for adgang: 24. oktober 2011. Arkiveret fra originalen den 27. marts 2006. 
  7. ↑ Dr. Graeme Melville (astronomer fra University of Wollongong, Australien) og prof. Bill Zealey
  8. ↑ 1 2 Stevenson, DJ, (2003) . " Planetariske magnetfelter ", Earth and Planetary Science Letters , 208, 1-11 
  9. ↑ Det vil sige, for 2011 vides det ikke med sikkerhed, om en kollision med et andet stort himmellegeme er påkrævet for at starte en ny periode med global basaltvulkanisme (en ny cyklus med fornyelse af planetens skorpe).

Links

Publikationer på internettet

Bøger og artikler