Maxwell bjergene

Maxwell bjergene
lat.  Maxwell Montes

Radarbillede af Magellan . Maxwells bjerge er det lyse område. Nederst til venstre - Lakshmi plateau , højre - tessera Fortuna . Det mørke krater til højre og over midten er Cleopatra . Sorte bjælker - ufangede steder
Egenskaber
Længde850-1000 km
Bredde700 km
Højeste punkt
Højeste punkt10.000 — 11.000 [1] [2]  m
Beliggenhed
65°12′ N. sh. 3°18′ tommer.  / 65,2 ° N sh. 3,3° in. d. / 65,2; 3.3
Himmelsk kropVenus 
 Mediefiler på Wikimedia Commons

Maxwell Mountains [3] ( lat.  Maxwell Montes ) er Venus ' højeste og mest omfattende bjergsystem . Den hæver sig 10-11 km over det gennemsnitlige niveau af planetens overflade og 6-7 km over sine omgivelser. Den maksimale længde er 850–1000 km , bredden er 700 km [2] [4] . Det ligner et lyst område på radarbilleder . Opkaldt efter den britiske fysiker James Clerk Maxwell [5] .

Maxwell-bjergene ligger nær centrum [4] af et stort højland kendt som Ishtar Land . I øst grænser de op til Fortune-tesseraen og i vest til Lakshmi-plateauet . Sammen med Freya-bjergene danner Akna og Danu bjerggrænsen til dette plateau. Centrum af Maxwell-bjergene er placeret på 65°12′ N. sh. 3°18′ tommer.  / 65,2  / 65,2; 3.3 ( Maxwell Mountains Center )° N sh. 3,3° in. [5] På deres nordøstlige skråning ligger et af Venus- Kleopatras største nedslagskratere .

Toppen af ​​Maxwell-bjergene er det koldeste sted på Venus: temperaturen der er 80-90 ° C lavere end på det gennemsnitlige niveau af planetens overflade og er omkring 380 ° C. Atmosfærisk tryk er der to gange lavere end på gennemsnitsniveauet af overfladen (men 44 gange højere end på Jordens overflade ) [6] [7] [8] [9] . Dette er således det mest gunstige sted på Venus' overflade til drift af nedstigningskøretøjer, men for 2022 har der ikke været nogen missioner til Maxwell-bjergene og er ikke planlagt.

Maxwell-bjergene er dannet af tektoniske processer. Der er meget få tegn på vulkanisme , ødelæggelse under påvirkning af tyngdekraften og erosion i dem [10] [11] [4] .

Opdagelse, undersøgelse og navngivning

"Mountains of Maxwell" er det eneste mandlige navn på det moderne kort over Venus . Den (sammen med navnene på regionerne Alpha og Beta ) er bevaret, lidt ændret, fra det tidspunkt, hvor der ikke var nogen regel om kun at navngive detaljerne i relieffet af Venus efter kvinder [12] [13] .

Dette objekt blev opdaget som et lyspunkt på radarbilleder i de tidlige dage af radarforskning på Venus. Det blev opdaget i 1967 (under planetens ringere konjunktion ) af  Ray Jurgens ved Arecibo Observatory . Efter forslag fra Thomas Gold opkaldte han de lyse områder i sine billeder efter forskerne i elektromagnetisme, der muliggjorde skabelsen af ​​radar, den vigtigste metode til at studere overfladen af ​​Venus. Denne del fik navnet Maxwell til ære for grundlæggeren af ​​elektrodynamikken , James Clerk Maxwell [14] [15] .

Det faktum, at Maxwell  er en bjergkæde , viste det sig senere [15] . I 1978 begyndte det første rumfartøj, der udførte Venus radar fra kredsløb, Pioneer Venera-1 , at fungere . Hans data viste, at Maxwell  er den højeste region af Venus [16] . Året efter godkendte International Astronomical Union navnet Maxwell Montes [5] for det (Maxwells bjerge [3] ).

I 1983-1984 fungerede apparaterne " Venera-15 " og " Venera-16 " og fotograferede Maxwell-bjergene med den bedste opløsning (1-2 km) [17] [18] . Omtrent den samme detalje kan opnås med jordbaseret radar [18] [19] . Magellan - rumfartøjet, som udforskede Venus i 1990-1994, fik billeder af bjerge med en opløsning på 120 m [4]  - det bedste fra 2017.

Radarvisning

På radarbilleder ligner Maxwell-bjergene et meget lyst område: refleksionskoefficienten for radiobølger der er mere end det dobbelte af gennemsnittet for planeten [16] . Høj radiolysstyrke er også karakteristisk for andre højder af Venus. Dette forklares primært af, at der ved lav temperatur og/eller tryk dannes et tyndt lag af nogle stoffer med relativt god ledningsevne på overfladen . Måske sublimerer de (eller de nødvendige reagenser til deres dannelse) fra lavlandet, hvor temperaturen er højere, og slår sig ned på de relativt kolde bjerge. Ifølge forskellige antagelser kan sådanne stoffer være pyrit , magnetit , hæmatit , perovskit , tellur eller andre [20] [21] [22] [23] [6] [24] . Den specifikke ledningsevne af overfladen af ​​Maxwell-bjergene er estimeret til 13 S /m [25] .

Derudover skyldes den høje lysstyrke af bjerge på radarbilleder til dels ujævnheden i deres overflade (jo flere skråninger, jo flere af dem reflekterer bølger mod modtageren) [4] [15] [23] .

Den øgede radiolysstyrke i Maxwell-bjergene begynder i en højde af 5 km [19] [10] [18] [26] (hvilket er omkring en kilometer højere end i bjergene på lave breddegrader) [25] . Over 9 km [19] falder den igen [27] . Der er dog områder med lysstyrke, der er usædvanlig for deres højde. Det største mørke område i den nordvestlige del af massivet dækker både høje og lave steder [28] [10] . Det er muligt, at der ikke kunne dannes en radiolys belægning på grund af overfladens kemiske sammensætning (f.eks. mangel på jern) [29] [30] .

Generel beskrivelse

Ligesom resten af ​​højlandet, der omgiver Lakshmi-plateauet , er Maxwell-bjergene mange parallelle højderygge, der er ti og hundreder af kilometer lange. Bredden af ​​mellemrummene mellem dem er 6-12 (nogle gange fra 1 til 25) kilometer [8] [31] [10] [32] , og dybden er omkring hundredvis af meter [4] [33] . Kammene er aflange parallelt med kanten af ​​plateauet, og deres skråninger mod det er stejlere. Fra siden af ​​plateauet brækker bjergkæden ret brat af, og på den modsatte side bliver den jævnt til en tessera  – et forhøjet område, der krydses af mange flerretningsrige højdedrag og dale. I Maxwell-bjergene løber spændene fra nord-nordvest til syd-sydøst, og grænsen til Lakshmi-plateauet ligger mod vest. Tesseraen , der lå i øst, blev kaldt " lykkens Tessera " [2] .

Længden af ​​denne bakke er kun lidt større end bredden. Dette gør den til en bjergkæde [8] , selvom den også kaldes en bjergkæde [2] [18] [34] [32] . Formen af ​​dette massiv ligner en svinekotelet på knoglen [35] [36] [37] [38] : et lille trekantet fremspring afgår fra den afrundede hoveddel, strakt langs kanten af ​​Lakshmi-plateauet mod nordvest - mod Freja bjerge . Det er adskilt fra hovedmassivet af en lang, buet lavning, relativt radiomørkt i mange områder. I den nordvestlige del af Maxwell-bjergene er tegn på overfladeforlængelse udtalte (især er der mange multidirektionale grabens ). Ellers ligner den hoveddelen [2] .

Mod nord, fra krydset mellem de to dele af massivet, strækker sig en række lave højderygge, som går over i Semuni-ryggene ( lat.  Semuni Dorsa ) [10] , som strækker sig 500 km [39] langs grænsen til Fortuna tessera og Snegurochka-sletten . På den sydvestlige kant af Maxwell-bjergene begynder Auska-ryggen ( Auska Dorsum ) - en højderyg på omkring 400 km [40] der strækker sig til Sedna-sletten .

Skråninger

På grænsen til Lakshmi-plateauet  - i vest - er stejlheden af ​​Maxwell-bjergenes skråning maksimal (nogle steder opretholdes en hældning på 30° i titusvis af kilometer [2] ). Dette er den stejleste af de store skråninger på planeten [18] . Nogle steder ( 64°48′ N 0°06′ E / 64,8 / 64,8; 0,1 ( stejl klippe ) ° N 0,1° E og 63°06′ N 1° 30′ E / 63,1 / 63,1; 1.5 ( stejl klippe ) ° N 1,5° E ) på et 10 kilometer langt segment , øges højden med 7 km [41] . Lakshmi-plateauet foran foden af ​​Maxwell-bjergene bøjer sig ned og danner en langstrakt fordybning svarende til jordens oceaniske skyttegrave , omkring en kilometer dyb og omkring 50 km bred [44] [31] [10] .

På de andre sider af massivet er dets skråninger blidere, og grænserne er mere slørede: i nord, syd [2] og øst [4] er hældningen kun 2°. Ved den sydlige grænse bliver terrænet, på trods af fraværet af et kraftigt fald i højden, kraftigt fladere [2] (muligvis på grund af et nyligt lavaudslip) [10] . I øst er der intet skarpt fald i hverken højde eller jævnhed: Maxwell-bjergene passerer jævnt ind i Fortunas tessera . Bredden af ​​overgangszonen mellem dem er omkring 200 km. Dette er den laveste del af bjergene: den ligger i en højde på omkring 5,5 km [2] .

De nordvestlige og sydlige skråninger af denne bjergkæde krydses af mange grabener . Og her og der løber nogle af dem parallelt med højdedragene (ned ad skråningen), og nogle - omtrent vinkelret på dem. At dømme efter deres skæringspunkter blev de fleste af sidstnævnte dannet senere end førstnævnte. I den sydlige del af Maxwell-bjergene dominerer førstnævnte, og i den nordvestlige del af bjergene er antallet af begge sammenligneligt. Den gennemsnitlige bredde af grabens er flere kilometer, og længden er flere titusinder af kilometer [2] .

Summit

Den centrale del af Maxwell-bjergene er ret flad. Dette er et ovalt område, der måler 400 km fra nord til syd og 200 km fra øst til vest, hvor højdeområdet ikke overstiger 1,5 km [17] [16] . Maxwell-bjergenes højeste punkt (og hele Venus) er i en højde af 10-11 km [1] [2] [6] over gennemsnitsniveauet på planetens overflade og 6-7 km [44] [36] over det nærliggende Lakshmi plateau . Venus' næsthøjeste højde, Mount Maat  , er mere end en kilometer lavere end Maxwell-bjergene [10] , og den næsthøjeste bjergkæde  , Freya-bjergene  , er 4 km lavere [2] .

Hvilken af ​​Maxwell-bjergenes tinder der er den højeste vides ikke nøjagtigt [45] . Opklaring af dette hæmmes af den lille forskel i deres højder og den ringe pålidelighed af radarhøjdemåling for bjergrige områder. Ifølge dataene fra det første rumfartøj, der udførte Venus radar, Pioneer-Venus-1 , ligger det højeste punkt ved 63 ° 48 ′ N. sh. 2°12′ Ø  / 63,8  / 63,8; 2.2 ( Højeste punkt ifølge Pioneer Venus 1 )° N sh. 2,2° in. og har en højde på 10,3 km over planetens gennemsnitlige overfladeniveau [35] [17] [16] [26] (ligger 6051,84 km fra dens centrum [46] ). Ifølge data fra de apparater, der fotograferede Venus mere detaljeret, Venera-15 og Venera-16 , har den højeste top (10,7 km) en top beliggende omkring 200 km mod nord ( 65 ° 54′ N 2 ° 18′ E / 65,9 / 65,9; 2.3 ( Højeste punkt ifølge Venera-15 og Venera-16 ) ° N 2,3 ° E ) [17] [16] [26] . Ifølge Magellan ligger det højeste punkt 100 km fra hver af de to første - på den vestlige kant af bjergkæden (ved siden af ​​en stor afsats af Lakshmi-plateauet , der rager ind i det , 64 ° 48′ N. w. 0 ° 42 ′ E. lang. / 64,8 / 64,8; 0,7 ( Højeste punkt ifølge Magellan ) °N 0,7°E ) [42] [41] [43] [19] . På nogle kort, der er kompileret i henhold til dataene fra denne satellit, ligger det højeste punkt lidt syd for det, der er bestemt af den første enhed - ved 63 ° 00′ N. sh. 2°30′ Ø  / 63,0  / 63,0; 2.5 ( Det højeste punkt ifølge Magellan-apparatet (en af ​​definitionerne) )° N sh. 2,5° in. d. [9] (50 km fra den vestlige kant af bjergene), og dens højde er bestemt til 10,3 [1] eller 10,8 km [9] [26] . Ifølge en anden fortolkning af Magellan-dataene er toppen af ​​massivet placeret i dets centrum (ca. 65°00′ N 3°00′ E / 65,0 / 65,0; 3 ° N 3° E ) [47] .

En af de højeste tinder i Maxwell-bjergene (placeret ved 64°00′ N 4°00′ E / 64.0 / 64,0; 4.0 ( Bjerget Skadi ) ° N 4.0° E ) har sit eget navn - "Mount Skadi " ( lat.  Skadi Mons ), givet i ære for den skandinaviske gudinde, især bjerge [48] .

Nedslagskratere

Der er to kratere i Maxwell-bjergene  - det højeste på Venus.

På den nordøstlige skråning af bjergkæden er et af de største nedslagskratere på planeten - Kleopatra . Dette er en lavning på omkring 100 km i diameter omgivet af en ring af udkast, inden i hvilken der ligger en halvt så stor fordybning. En kanal, der er flere kilometer bred, dukker op fra den, gennem hvilken omkring 3000 km 3 lava (eller stødsmeltning ) engang strømmede ud på Fortuna tessera , som oversvømmede mange dale i afstande op til 300 km fra Cleopatra og dækkede et større område end selve krateret. [10] [49] [27] . Dybden af ​​Cleopatra - 2,5 km - er mere end det dobbelte af diameteren, der er sædvanlig for venusiske kratere. Det skyldes tilsyneladende netop udstrømningen af ​​en stor mængde lava fra den [49] [50] , hvilket blev lettet af dens placering i et skrånende terræn [51] .

I den sydvestlige del af Maxwell-bjergene ( 62°54′N 2° 36′E / 62.9 / 62,9; 2.6 ( Hamuda krater ) °N 2.6°E ) ligger det 15 km lange krater Hamuda . Dette er det højeste krater på Venus: dets højde over det gennemsnitlige niveau af planetens overflade er 8,2 km, hvilket er 1,4 km mere end Cleopatra [52] [53] [54] .

Oprindelse

Ligesom andre højdedrag, der grænser op til Lakshmi-plateauet [10] [18] , opstod Maxwell-bjergene under tektoniske processer - bevægelse, kompression og knusning af overfladen [4] [2] [10] [34] [15] . Der er meget få manifestationer af vulkanisme der: det er sandsynligvis begrænset til lavastrømme , der strømmede ud af Cleopatra nedslagskrateret [10] [31] (selvom det er muligt, at selve nedslaget var nok til deres udseende [49] [51] ). Derudover fortolker nogle forskere 10 km mørke pletter i nærheden af ​​dette krater som små skjoldvulkaner [4] [33] .

Der er også meget få tegn på ødelæggelse under påvirkning af tyngdekraften i Maxwell-bjergene - endda mindre end i nabohøjde [10] [11] . Disse er grabens på de nordvestlige og sydlige skråninger [10] [4] og muligvis i nærheden af ​​Cleopatra [4] [33] . Bjergene var praktisk talt ikke påvirket af erosion [4] . Men ifølge nogle fortolkninger af radarbilleder er flere små lavninger på den vestlige skråning fyldt med produkter af jordskred, forvitring eller udbrud [55] .

Maxwell-bjergenes alder er ukendt; det kan måles i titusinder eller hundreder af millioner af år [56] [18] , og bjergbyggeri foregår sandsynligvis stadig [10] . Tilsyneladende er disse bjerge yngre end Lakshmi-plateauet [33] . Dette indikeres af det faktum, at den del af plateauet, der støder op til dem, er krøllet i folder og danner en fordybning, der ligner skyttegrave i terrestriske subduktionszoner , og lavaen, der dækker plateauet, ingen steder eller næsten ingen steder oversvømmer foden af ​​bjergene. Blandt bjergkæderne i landet Ishtar har Freya-bjergene også et lignende trug , og kun Akna-bjergene har en lava-dækket fod [10] [11] .

Det menes, at Maxwell-bjergene i begyndelsen af ​​deres historie lignede Akna-bjergene  , en højderyg, der grænser op til den anden side af Lakshmi-plateauet [18] . Derefter steg deres bredde og højde meget på grund af komprimeringen af ​​skorpen, hvis værdi anslås til 80 % [4] . Barkblokken bevægede sig mod plateauet (vest-sydvest) og krøllede sammen i folder vinkelret på bevægelsen. Senere optrådte svage tegn på gravitationsafslapning der - grabens hovedsageligt på de nordvestlige og sydlige kanter af massivet [4] [33] [10] [18] [31] . Derudover er Cleopatra-krateret og sandsynligvis lavasletten syd for bjergene blandt de yngste træk ved relieffet i dette område [10] .

Ifølge en anden udtalelse er det ikke klart, om bjerge er dannet tidligere eller senere på Lakshmi-plateauet; det er muligt, at den maksimale bjergbygning fandt sted før toppen af ​​vulkansk aktivitet, som dækkede plateauet med lava. Ifølge nogle fortolkninger af Magellan-stereobillederne er hoveddelen af ​​bjergkæden løftet i forhold til den nordvestlige del langs en omvendt forkastning og forskudt i retning fra plateauet. Det antages, at dette skete for flere hundrede millioner år siden, og sletterne nær bjergene blev dannet senere [29] [30] [34] . Ifølge nogle skøn er alderen på Maxwell-bjergene større end gennemsnitsalderen på Venus overflade [20] .

Venus klipper er meget varme, hvilket tyder på deres lave styrke. Dette rejser spørgsmålet om, hvordan så høje bjerge kan eksistere dér med næsten ingen tegn på ødelæggelse. For eksempel, hvis de bestod af almindelig (med en blanding af vand) terrestrisk basalt , ville de stå i deres nuværende form i ikke mere end et par millioner år [57] . Derfor er Maxwell-bjergene sammensat af meget varmebestandige sten, meget unge eller stadig vedligeholdt af en aktiv proces.

Det er muligt, at manglen på vand i Venus' skorpe og kappe redder bjergene: hvis det virkelig er lavt nok dér, kan klippernes styrke være tilstrækkelig til at understøtte bjerge af denne højde i hundredvis af millioner [56] eller endda hundreder af milliarder [58] år. Derudover kan bjerge stadig understøtte en eller anden form for bevægelse af stof i planetens indvolde [18] [10] , og de fleste forskere har tendens til denne version [2] . Det er især forstærket af lavastrømme, der engang strømmede ud af Cleopatra -krateret . At dømme efter den meget store mængde af denne lava var bjergene i bjergene, selv før asteroide-nedslaget, tæt på at smelte og derfor skrøbelige. Så kan eksistensen af ​​sådanne bjerge kun forklares ved tilstedeværelsen af ​​kræfter, der løfter dem. Sandsynligvis er komprimeringen af ​​skorpen, der dannede dem, stadig i gang [10] . På den anden side, at dømme efter den velbevarede tilstand af det nævnte krater, har der ikke været nogen storskala tektoniske processer siden dets dannelse (selvom dets alder er ukendt og kan være lille) [56] .

En undersøgelse af gravitationsfeltet i området omkring Maxwell-bjergene viser, at det meste af deres masse er isostatisk kompenseret [56] . Ikke desto mindre er der en stor (omend ikke en rekord for planeten) gravitationsanomali , som indikerer den fortsatte støtte af bjergene af kappestoffets bevægelser [10] . Gravitationsaccelerationen dér øges med 0,268 Gal , og geoidens højde over det gennemsnitlige overfladeniveau når 90 m [34] [56] . De to andre venusiske højder giver stærkere anomalier på trods af deres mindre størrelse. Dette er et højland i regionen Atla ( Mount Maat med nabobjerget Uzza ) og i regionen Beta [59] .

Noter

  1. ↑ 1 2 3 Lazarev E. N. Reliefkort over Venus . Statens Astronomiske Institut. P. K. Sternberg (2012). - (højdeaflæsning fra niveauet 6051,8 km). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 28. oktober 2013.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Keep M., Hansen VL Structural history of Maxwell Montes, Venus: Impplications for Venusian mountain belt formation  (engelsk)  // Journal of Geophysical Research : journal. - 1994. - Bd. 99 , nr. E12 . - S. 26015-26028 . - doi : 10.1029/94JE02636 . — . Arkiveret fra originalen den 11. november 2013. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 12. november 2013. Arkiveret fra originalen 11. november 2013. 
  3. ↑ 1 2 Burba G. A. Venus. Russisk transskription af navne . Laboratorium for sammenlignende planetologi GEOKHI (maj 2005). Dato for adgang: 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen den 18. februar 2010.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Ansan V., Vergely P. Bevis for vertikale og horisontale bevægelser på Venus: Maxwell Montes   // Jorden , månen og planeterne : journal. - Springer , 1995. - Vol. 69 , nr. 3 . - S. 285-310 . - doi : 10.1007/BF00643789 . - .
  5. ↑ 1 2 3 Maxwell Montes  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN) (1. oktober 2006). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 9. december 2018.
  6. ↑ 1 2 3 Basilevsky AT, Head JW Venus overflade // Reports on Progress in Physics. - 2003. - T. 66 , nr. 10 . - S. 1699-1734 . - doi : 10.1088/0034-4885/66/10/R04 . - .
  7. ↑ Taylor FW, Crisp D., Bézard B. Near-Infrared Sounding of the Lower Atmosphere of Venus // Venus II: geologi, geofysik, atmosfære og solvindmiljø / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. - University of Arizona Press, 1997. - S. 348. - 1362 s. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  8. ↑ 1 2 3 McGill GE, Stofan ER, Smrekar SE Venus tektonik // Planetarisk tektonik / TR Watters, RA Schultz. - Cambridge University Press, 2010. - S. 81-120. — 518 s. - ISBN 978-0-521-76573-2 .
  9. ↑ 1 2 3 Lazarev E. N. Hypsometrisk kort over Venus (utilgængeligt link) . Statens Astronomiske Institut. P. K. Sternberg (2007). — (koordinaterne for det højeste punkt er angivet på bagsiden af ​​kortet; højden aflæses fra niveauet 6051,0 km). Dato for adgang: 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 12. november 2013.  
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 Kaula WM, Bindschadler DL, Grimm RE, Smrekar SE, Roberts KM Styles of deformation in Ishtar   // Journal their impplications Geofysisk forskning : journal. - 1992. - Bd. 97 , nr. E10 . - P. 16085-16120 . - doi : 10.1029/92JE01643 . - . Arkiveret fra originalen den 11. november 2013. Arkiveret kopi (ikke tilgængeligt link) . Hentet 12. november 2013. Arkiveret fra originalen 11. november 2013. 
  11. ↑ 1 2 3 Kaula WM, Lenardic A., Bindschadler DL, Arkani-Hamed J. Ishtar Terra // Venus II: Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — S. 879–900. — 1362 s. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  12. ↑ Greeley R., Batson R.M. Planetary Mapping . - Cambridge University Press, 1990. - S. 113. - ISBN 0-521-30774-0 .
  13. ↑ Rzhiga O. N. Venus overflade er et spejl af planetens geologiske historie // En ny æra i studiet af Venus (radarbilleddannelse ved hjælp af Venera-15 og Venera-16 rumfartøjer) . - M . : Knowledge, 1988. - (Ny i livet, videnskaben, teknologien. Serien "Cosmonautics, astronomy"; nr. 3).
  14. ↑ Butrica AJ SP-4218 At se det usete. Kapitel 5: Normalvidenskab  (engelsk)  (link ikke tilgængeligt) . history.nasa.gov (1996). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 14. oktober 2012.
  15. ↑ 1 2 3 4 Squyres SW Maxwell Montes  . Encyclopaedia Britannica . Hentet: 20. oktober 2013.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 Rzhiga O. N. Ishtar-jordens struktur // En ny æra i studiet af Venus (radarbilleddannelse ved hjælp af Venera-15 og Venera-16 rumfartøjer) . - M . : Knowledge, 1988. - (Ny i livet, videnskaben, teknologien. Serien "Cosmonautics, astronomy"; nr. 3).
  17. ↑ 1 2 3 4 Alexandrov YN, Crymov AA, Kotelnikov VA, Petrov GM, Rzhiga ON, Sidorenko AI, Sinilo VP, Zakharov AI, Akim EL, Basilevski AT, Kadnichanski SA, Tjuflin YS Venus: Detaljeret kortlægning af Maxwell-regionen   // Videnskab. - 1986. - Bd. 231 , nr. 4743 . - S. 1271-1273 . - doi : 10.1126/science.231.4743.1271 . - . — PMID 17839563 .
  18. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Vorder Bruegge RW, Head JW Orogeny and Large-Scale Strike-Slip Faulting on Venus: Tectonic Evolution of Maxwell Montes  //  Journal of Geophysical Research : journal. - 1990. - Bd. 95 , nr. B6 . - P. 8357-8381 . - doi : 10.1029/JB095iB06p08357 . - .
  19. ↑ 1 2 3 4 5 6 Carter LM, Campbell DB, Margot J.-L., Campbell BA Kortlægning af Maxwell Montes topografi ved hjælp af jordbaseret radarinterferometri  //  37. årlige måne og planet. sci. Konf. 2006. Abstrakt nr. 2261: tidsskrift. - 2006. - .
  20. ↑ 1 2 Basilevsky AT, Shalygin EV, Titov DV, Markiewicz WJ, Scholten F., Roatsch Th., Kreslavsky MA, Moroz LV, Ignatiev NI, Fiethe B., Osterloh B., Michalik H. Geologisk fortolkning af det nær-infrarøde billeder af overfladen taget af Venus Monitoring Camera, Venus Express  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2012. — Vol. 217 , nr. 2 . - S. 434-450 . - doi : 10.1016/j.icarus.2011.11.003 . - .
  21. ↑ Campbell BA, Arvidson RE, Shepard MK, Brackett RA Fjernmåling af overfladeprocesser // Venus II: Geologi, Geofysik, Atmosfære og Solar Wind Environment / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. - University of Arizona Press, 1997. - S. 518-522. — 1362 s. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  22. ↑ Træ JA Stenforvitring på overfladen af ​​Venus // Venus II: geologi, geofysik, atmosfære og solvindmiljø / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. - University of Arizona Press, 1997. - S. 652-658. — 1362 s. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  23. ↑ 1 2 Treiman AH Geokemi af Venus' overflade: Nuværende begrænsninger som fremtidige muligheder // Udforskning af Venus som en terrestrisk planet / LW Esposito, ER Stofan og TE Cravens. — John Wiley & Sons, 2007. — S. 7-22. — 225 sider. — ISBN 9781118666227 . - doi : 10.1029/176GM03 .
  24. ↑ Basilevsky AT, McGill JE Surface Evolution of Venus  // Udforskning af Venus som en terrestrisk planet. (2007), Geofysisk monografiserie. - 2007. - T. 176 . - S. 23-43 . - doi : 10.1029/176GM04 . - .
  25. ↑ 1 2 Pettengill GH, Campbell BA, Campbell DB, Simpson RA overfladespredning og dielektriske egenskaber // Venus II: geologi, geofysik, atmosfære og solvindmiljø / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. - University of Arizona Press, 1997. - S. 527-546. — 1362 s. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  26. ↑ 1 2 3 4 Genberegnet fra en betinget kugle med en radius på 6051,0 km til 6051,8 km (den aktuelle værdi af Venus middelradius)
  27. ↑ 1 2 PIA00149: Venus - Maxwell Montes og Cleopatra-  krateret . NASA/JPL (5. februar 1996). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 30. april 2020.
  28. ↑ Stereobillede af den nordøstlige del af bjergkæden
  29. ↑ 1 2 Basilevsky AT Compositional Heterogeneity and Late-Stage Deformation in Maxwell Montes, Venus  //  Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference: tidsskrift. - 1995. - Bd. 26 . - S. 79-80 . - .
  30. ↑ 1 2 Basilevsky AT, Head JW Regional og global stratigrafi af Venus: en foreløbig vurdering og implikationer for Venus geologiske historie  // Planetary and Space Science  : journal  . - Elsevier , 1995. - Vol. 43 , nr. 12 . - S. 1523-1553 . - doi : 10.1016/0032-0633(95)00070-4 . - .
  31. ↑ 1 2 3 4 5 Solomon SC, Smrekar SE, Bindschadler DL, Grimm RE, Kaula WM, McGill GE, Phillips RJ, Saunders RS, Schubert G., Squyres SW Venus tektonik  : //En oversigt over Magellan-observationer - 1992. - Bd. 97 , nr. E8 . - P. 13199-13255 . - doi : 10.1029/92JE01418 . — .
  32. ↑ 1 2 Ivanov MA, Head JW Globalt kort geologisk af Venus  // Planet- og rumvidenskab  . — Elsevier , 2011. — Vol. 59 , nr. 13 . - S. 1559-1600 . - doi : 10.1016/j.pss.2011.07.008 . - .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Ansan V., Vergely P., Masson Ph. Model for dannelse af Ishtar Terra, Venus  // Planetary and Space Science  . - Elsevier , 1996. - Vol. 44 , nr. 8 . - s. 817-831 . - doi : 10.1016/0032-0633(96)00012-8 . - .
  34. ↑ 1 2 3 4 Ivanov MA, Head JW Geologisk kort over Lakshmi Planum-firkanten (V–7), Venus . US Geological Survey Scientific Investigations (2010). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 14. november 2013.
  35. ↑ 1 2 Masursky H., Eliason E., Ford PG, McGill GE, Pettengill GH, Schaber GG, Schubert G. Pioneer Venus Radar results: Geology from images and altimetry  //  Journal of Geophysical Research: Space Physics: journal. - 1980. - Bd. 85 , nr. A13 . - P. 8232-8260 . - doi : 10.1029/JA085iA13p08232 . - .
  36. ↑ 1 2 Head JW, Campbell DB, Peterfreund AR, Zisk SA Geology of Maxwell Montes, Venus  // Lunar and Planetary Science XIV. - 1983. - S. 291-292 . - .
  37. ↑ Nozette SD De fysiske og kemiske egenskaber ved overfladen af ​​Venus (Ph. D.-afhandling) . - Massachusetts Tekniske Institut. Afd. of Earth and Planetary Sciences, 1983. - S. 86. - 188 s.
  38. ↑ Vorder Bruegge RW, Head JW, Campbell DB Maxwell Montes, Venus: Geologisk enhedskort fra Arecibo og Venera datasæt og bevis for deformationshistorie  //  18th Annual Lunar and Planet. sci. Conf., Houston, TX. : journal. - 1987. - S. 1046 . - .
  39. ↑ Semuni Dorsa  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN) (30. december 2008). Hentet: 20. oktober 2013.
  40. ↑ Auska Dorsum  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN) (1. oktober 2006). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 15. december 2016.
  41. ↑ 1 2 3 4 Ford PG, Pettengill GH Venus topografi og skråninger i kilometerskala  //  Journal of Geophysical Research. - 1992. - Bd. 97 , nr. E8 . - P. 13103-13114 . - doi : 10.1029/92JE01085 . - .
  42. ↑ 1 2 Kort over Maxwell-bjergenes højder ifølge Magellan
  43. ↑ 1 2 Anderson DP Konturreliefkort over Maxwell Montes, Venus (eng.) (link utilgængeligt) . Science Photo Library. - kort over Maxwell-bjergenes højder ifølge Magellan. Dato for adgang: 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 12. november 2013.   
  44. ↑ 1 2 Suppe J., Connors C. Kritisk konisk kilemekanik af folde-og-trykbælter på Venus: Indledende resultater fra Magellan  //  Journal of Geophysical Research : journal. - 1992. - Bd. 97 , nr. E8 . - P. 13545-13561 . - doi : 10.1029/92JE01164 . - .
  45. ↑ Daniel Macháček. Maxwellovo pohoří  (tjekkisk) . Mit yndlingsunivers (28. februar 2013). - en artikel med et stereobillede af bjerge ifølge Magellan. Dato for adgang: 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 6. november 2013.
  46. ↑ Tanaka KL, Senske DA, Price M., Kirk RL Physiography, Geomorphic/Geologic Mapping and Stratigraphy of Venus // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / SW Bougher, DM Hunten, RJ Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — S. 667–696. — 1362 s. - ISBN 0-8165-1830-0 .
  47. ↑ Pettengill GH, Ford PG, Johnson WT, Raney RK, Soderblom LA Magellan: radarydelse og dataprodukter   // Videnskab . - 1991. - Bd. 252 , nr. 5003 . - S. 260-265 . - doi : 10.1126/science.252.5003.260 . - . — PMID 17769272 .
  48. ↑ Skadi Mons  . Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN) (1. oktober 2006). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 1. maj 2019.
  49. ↑ 1 2 3 Grieve RAF, Cintala MJ Impact Melting on Venus: Some Considerations for the Nature of the Cratering Record  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1995. - Vol. 114 , nr. 1 . - S. 68-79 . - doi : 10.1006/icar.1995.1044 . — .
  50. ↑ Basilevsky AT, Ivanov BA Cleopatra Crater on Venus: Venera 15/16 data og indvirkning  / vulkansk oprindelse kontrovers  // Geofysiske forskningsbreve. - 1990. - Bd. 17 , nr. 2 . - S. 175-178 . - doi : 10.1029/GL017i002p00175 . - .
  51. ↑ 1 2 Melosh HJ Kan påvirkninger fremkalde vulkanudbrud?  // International Conference on Catastrophic Events and Mass Extinctions: Impacts and Beyond, 9.-12. juli 2000, Wien, Østrig, abstrakt nr. 3144. - 2001. - S. 141-142 . - .
  52. ↑ Hamuda  . _ Venus Crater Database . Lunar and Planetary Institute (2013). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 11. november 2013.
  53. ↑ Cleopatra  . _ Venus Crater Database . Lunar and Planetary Institute (2013). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 11. november 2013.
  54. ↑ Hamuda  . _ Gazetteer of Planetary Nomenclature . International Astronomical Union (IAU) arbejdsgruppe for planetarisk systemnomenklatur (WGPSN) (1. oktober 2006). Hentet 20. oktober 2013. Arkiveret fra originalen 20. august 2017.
  55. ↑ Vorder Bruegge RW Depositional Units in Western Maxwell Montes: Impplications for Mountain Building Processes on Venus  //  Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, afholdt i Houston, TX, 14.-18. marts 1994: tidsskrift. - 1994. - S. 1147-1148 . - .
  56. ↑ 1 2 3 4 5 Kucinskas AB, Turcotte DL, Arkani-Hamed J. Isostatisk kompensation af Ishtar Terra, Venus  //  Journal of Geophysical Research: Planets. - 1996. - Bd. 101 , nr. E2 . - P. 4725-4736 . - doi : 10.1029/95JE02979 . - .
  57. ↑ Hansen VL Kapitel 8.1. Venus: en tynd-lithosfære-analog til den tidlige Jord? // Jordens ældste klipper / MJ van Kranendonk, HRH Smithies, V. Bennett. - Elsevier, 2007. - S. 987-1012. — 1330 s. - ISBN 978-0-444-52810-0 . - doi : 10.1016/S0166-2635(07)15081-7 .
  58. ↑ Burt JD, Head JW, Parmentier EM Den antikke tidsalder af Maxwell Montes, Venus: Bevarelse af høj topografi under høje overfladetemperaturforhold  //  Conference Paper, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference: tidsskrift. - 1997. - S. 181 . - .
  59. ↑ Wieczorek MA Jordplaneternes tyngdekraft og topografi // Treatise on Geophysics / Bindredaktør T. Spohn, chefredaktør Gerald Schubert. - Elsevier, 2007. - Vol. 10. Planeter og måner. — S. 165–206. — 656 s. - ISBN 978-0-444-53465-1 . - doi : 10.1016/B978-044452748-6/00156-5 .

Litteratur

Links