65°12′ с. ш. 3°18′ в. д. / 65,2° с. ш. 3,3° в. д. / 65.2; 3.3

Горы Максвелла

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Горы Максвелла
лат. Maxwell Montes
Радарный снимок «Магеллана». Горы Максвелла — светлая область. Слева внизу — плато Лакшми, справа — тессера Фортуны. Тёмный кратер правее и выше центра — Клеопатра. Чёрные полоски — незаснятые места
Радарный снимок «Магеллана». Горы Максвелла — светлая область. Слева внизу — плато Лакшми, справа — тессера Фортуны. Тёмный кратер правее и выше центра — Клеопатра. Чёрные полоски — незаснятые места
Характеристики
Длина850—1000 км
Ширина700 км
Высшая точка
Высшая точка10 000 — 11 000[1][2] м
Расположение
65°12′ с. ш. 3°18′ в. д. / 65,2° с. ш. 3,3° в. д. / 65.2; 3.3
Небесное телоВенера 
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе
Горы Максвелла (Венера (планета))
Точка
Горы Максвелла на карте Венеры
Венера: карта высот. Северный полюс в центре; Земля Иштар — красная область ниже, горы Максвелла — белый объект в её центре
Карта высот Земли Иштар. Горы Максвелла — немного левее центра
Карта высот гор Максвелла по данным «Магеллана»

Го́ры Ма́ксвелла[3] (лат. Maxwell Montes) — самая высокая и обширная горная система Венеры. Возвышается на 10–11 км над средним уровнем поверхности планеты и на 6–7 км над своими окрестностями. Максимальная длина — 850–1000 км, ширина — 700 км[2][4]. На радарных снимках выглядит яркой областью. Названа в честь британского физика Джеймса Клерка Максвелла[5].

Горы Максвелла расположены около центра[4] обширной возвышенности, известной как Земля Иштар. На востоке граничат с тессерой Фортуны, а на западе — с плато Лакшми. Вместе с горами Фрейи, Акны и Дану образуют горное окаймление этого плато. Центр гор Максвелла находится на 65°12′ с. ш. 3°18′ в. д. / 65,2° с. ш. 3,3° в. д. / 65.2; 3.3 (Центр гор Максвелла)[5] На их северо-восточном склоне расположен один из самых больших ударных кратеров Венеры — Клеопатра.

Вершина гор Максвелла — самое холодное место на Венере: температура там на 80–90 °C ниже, чем на среднем уровне поверхности планеты, и составляет около 380 °C. Атмосферное давление там вдвое ниже, чем на среднем уровне поверхности (но в 44 раза выше, чем на поверхности Земли)[6][7][8][9]. Таким образом, это самое благоприятное место на поверхности Венеры для работы спускаемых аппаратов, но на 2022 год ни одной миссии в горы Максвелла не было и не планируется.

Горы Максвелла сформированы тектоническими процессами. Признаков вулканизма, разрушения под действием силы тяжести и эрозии в них очень мало[10][11][4].

Открытие, изучение и наименование[править | править код]

«Горы Максвелла» — единственное мужское название на современной карте Венеры. Оно (вместе с наименованиями областей Альфа и Бета) сохранилось, немного изменившись, со времён, когда ещё не было правила называть детали рельефа Венеры только в честь женщин[12][13].

Этот объект был открыт как яркое пятно на радарных снимках ещё на заре радиолокационных исследований Венеры. Его обнаружил в 1967 году (во время нижнего соединения планеты) Рэй Юргенс (англ. Ray Jurgens) в обсерватории Аресибо. По предложению Томаса Голда он назвал яркие области на своих снимках в честь исследователей электромагнетизма, которые сделали возможным создание радиолокации — основного метода исследования поверхности Венеры. Данная деталь получила название Maxwell в честь основателя электродинамики Джеймса Клерка Максвелла[14][15].

То, что Maxwell — это горный массив, выяснилось позже[15]. В 1978 году начал работу первый космический аппарат, выполнявший радиолокацию Венеры с орбиты, — «Пионер-Венера-1». Его данные показали, что Maxwell — самый высокий регион Венеры[16]. В следующем году Международный астрономический союз утвердил для него название Maxwell Montes[5] (горы Максвелла[3]).

В 1983—1984 году работали аппараты «Венера-15» и «Венера-16», заснявшие горы Максвелла с лучшим разрешением (1—2 км)[17][18]. Примерно такой же детальности удаётся добиться наземной радиолокацией[18][19]. Космический аппарат «Магеллан», исследовавший Венеру в 1990—1994 году, получил изображения гор с разрешением 120 м[4] — самые лучшие по состоянию на 2017 год.

Вид на радарных снимках[править | править код]

На радарных изображениях горы Максвелла выглядят очень яркой областью: коэффициент отражения радиоволн там более чем вдвое превышает средний по планете[16]. Высокая радиояркость характерна и для других возвышенностей Венеры. Это объясняют в первую очередь тем, что при низкой температуре и/или давлении на поверхности образуется тонкий слой веществ неизвестной природы с относительно хорошей проводимостью. Возможно, они (или реагенты, нужные для их образования) сублимируют с низменностей, где температура выше, и оседают на относительно холодных горах. Такими веществами могут быть, по разным предположениям, пирит, магнетит, гематит, перовскит, теллур или другие[20][21][22][23][6][24]. Удельную проводимость поверхности гор Максвелла оценивают в 13 См/м[25].

Кроме того, высокая яркость гор на радарных снимках частично объясняется неровностью их поверхности (чем больше склонов, тем больше среди них таких, которые отражают волны в сторону приёмника)[4][15][23].

Повышенная радиояркость в горах Максвелла начинается с высоты 5 км[19][10][18][26] (что примерно на километр выше, чем у гор низких широт)[25]. Выше 9 км[19] она опять падает[27]. Однако есть и участки с яркостью, необычной для их высоты. Самая крупная тёмная область в северо-западной части массива охватывает и высокие, и низкие места[28][10]. Возможно, радиояркое покрытие там не смогло образоваться из-за особенностей химического состава поверхности (например, нехватки железа)[29][30].

Общее описание[править | править код]

Стереоснимок для перекрёстного взгляда. Впадина, отделяющая северо-западную часть массива от основной, тянется от правого верхнего угла к центру, где сворачивает вниз. Видно, что крупная тёмная область охватывает и большие, и малые высоты. Размер кадра — 235×305 км

Как и остальные возвышенности, окружающие плато Лакшми, горы Максвелла — это множество параллельных хребтов длиной в десятки и сотни километров. Ширина промежутков между ними — 6–12 (иногда от 1 до 25) километров[8][31][10][32], а глубина — порядка сотен метров[4][33]. Хребты вытянуты параллельно краю плато, а обращённые к нему их склоны более крутые. Со стороны плато горный массив довольно резко обрывается, а с противоположной плавно переходит в тессеру — возвышенную область, пересечённую множеством разнонаправленных гряд и долин. В горах Максвелла хребты идут с северо-северо-запада на юго-юго-восток, а граница с плато Лакшми лежит на западе. Тессера, лежащая на востоке, получила название «тессера Фортуны»[2].

Длина этой возвышенности лишь ненамного больше ширины. Это делает её горным массивом[8], хотя её называют и горным хребтом[2][18][34][32]. Формой этот массив напоминает свиную отбивную на косточке[35][36][37][38]: от округлой основной части отходит небольшой треугольный выступ, вытянутый вдоль края плато Лакшми на северо-запад — в сторону гор Фрейи. Он отделён от основного массива длинной изогнутой впадиной, относительно радиотёмной на многих участках. В северо-западной части гор Максвелла ярко выражены признаки растяжения поверхности (в частности, есть множество разнонаправленных грабенов). В остальном она похожа на основную часть[2].

На север от стыка двух частей массива отходит ряд низких хребтов, переходящий в гряды Семуни (лат. Semuni Dorsa)[10], которые тянутся на 500 км[39] вдоль границы тессеры Фортуны и равнины Снегурочки. На юго-западном краю гор Максвелла начинается гряда Ауски (Auska Dorsum) — хребет длиной около 400 км[40], уходящий на равнину Седны.

Склоны[править | править код]

Граница гор Максвелла и плато Лакшми. Выступ плато справа вверху — одно из самых глубоких[19] мест вытянутой по краю плато впадины, сравниваемой с желобами в земных зонах субдукции[31][10]. На север от этого выступа начинается впадина, отделяющая северо-западную часть массива от основной, а на восток — исключительно крутой подъём[41]. По некоторым данным[42][41][43][19], рядом с ним (на правом краю снимка) лежит высочайшая вершина гор. Внизу видно борозды Рангрид. Радарный снимок «Магеллана»; ширина — около 300 км

На границе с плато Лакшми — на западе — крутизна склона гор Максвелла максимальна (кое-где на протяжении десятков километров выдерживается уклон в 30°[2]). Это самый крутой из крупных склонов на планете[18]. В некоторых местах (64°48′ с. ш. 0°06′ в. д. / 64,8° с. ш. 0,1° в. д. / 64.8; 0.1 (Крутой обрыв) и 63°06′ с. ш. 1°30′ в. д. / 63,1° с. ш. 1,5° в. д. / 63.1; 1.5 (Крутой обрыв)) на 10-километровом отрезке высота растёт на 7 км[41]. Плато Лакшми перед подножием гор Максвелла загибается вниз, образуя вытянутую впадину наподобие земных океанических желобов глубиной около километра и шириной около 50 км[44][31][10].

С других сторон массива его склоны более пологие, а границы более размытые: на севере, юге[2] и востоке[4] уклон составляет всего 2°. На южной границе, несмотря на отсутствие резкого перепада высот, местность резко становится более ровной[2] (возможно, из-за недавнего разлива лавы)[10]. На востоке нет резкого перепада ни высоты, ни ровности: горы Максвелла плавно переходят в тессеру Фортуны. Ширина переходной зоны между ними — около 200 км. Это самая низкая часть гор: она лежит на высоте около 5,5 км[2].

Северо-западный и южный склон этого горного массива пересекает множество грабенов. И там и там некоторые из них идут параллельно хребтам (вниз по склону), а некоторые — примерно перпендикулярно им. Судя по их пересечениям, вторые в своём большинстве образовались позже первых. В южной части гор Максвелла преобладают первые, а в северо-западной количество тех и других сравнимо. Средняя ширина грабенов составляет несколько километров, а длина — несколько десятков км[2].

Вершина[править | править код]

Центральная часть гор Максвелла довольно плоская. Это овальная область размером 400 км с севера на юг и 200 км с востока на запад, где диапазон высот не превышает 1,5 км[17][16]. Высочайшая точка гор Максвелла (и всей Венеры) находится на высоте 10—11 км[1][2][6] над средним уровнем поверхности планеты и 6—7 км[44][36] над соседним плато Лакшми. Вторая по высоте возвышенность Венеры — гора Маат — уступает горам Максвелла более чем на километр[10], а второй по высоте горный хребет — горы Фрейи — на 4 км[2].

Какая из вершин гор Максвелла самая высокая, точно не известно[45]. Выяснение этого затруднено малой разницей их высот и плохой надёжностью радарной альтиметрии для горных областей. По данным первого космического аппарата, выполнявшего радиолокацию Венеры, — «Пионер-Венера-1» — высочайшая точка лежит на 63°48′ с. ш. 2°12′ в. д. / 63,8° с. ш. 2,2° в. д. / 63.8; 2.2 (Высочайшая точка по данным аппарата «Пионер-Венера-1») и имеет высоту 10,3 км над средним уровнем поверхности планеты[35][17][16][26] (лежащим в 6051,84 км от её центра[46]). По данным аппаратов, отснявших Венеру детальнее, — «Венера-15» и «Венера-16» — рекордную высоту (10,7 км) имеет вершина, расположенная примерно на 200 км севернее (65°54′ с. ш. 2°18′ в. д. / 65,9° с. ш. 2,3° в. д. / 65.9; 2.3 (Высочайшая точка по данным аппаратов «Венера-15» и «Венера-16»))[17][16][26]. По данным «Магеллана», наивысшая точка лежит в 100 км от каждой из первых двух — на западном краю горного массива (рядом с крупным вдающимся в него выступом плато Лакшми, 64°48′ с. ш. 0°42′ в. д. / 64,8° с. ш. 0,7° в. д. / 64.8; 0.7 (Высочайшая точка по данным аппарата «Магеллан»))[42][41][43][19]. На некоторых картах, составленных по данным этого спутника, высочайшая точка лежит немного южнее определённой первым аппаратом — на 63°00′ с. ш. 2°30′ в. д. / 63,0° с. ш. 2,5° в. д. / 63.0; 2.5 (Высочайшая точка по данным аппарата «Магеллан» (одно из определений))[9] (за 50 км от западного края гор), а её высота определяется в 10,3[1] или 10,8 км[9][26]. По ещё одной интерпретации данных «Магеллана», вершина массива находится в его центре (около 65°00′ с. ш. 3°00′ в. д. / 65,0° с. ш. 3° в. д. / 65.0; 3)[47].

Одна из высочайших вершин гор Максвелла (находящаяся по координатам 64°00′ с. ш. 4°00′ в. д. / 64,0° с. ш. 4,0° в. д. / 64.0; 4.0 (Гора Скади)) имеет собственное имя — «гора Скади» (лат. Skadi Mons), данное в честь скандинавской богини, в частности, гор[48].

Ударные кратеры[править | править код]

Кратер Клеопатра. Справа вверху виден выходящий из него лавовый канал (долина Анукет). Потоки лавы, когда-то стекавшей по нему, выходят за края изображения. Радарный снимок «Магеллана»

В горах Максвелла расположено два кратера — самые высокие на Венере.

На северо-восточном склоне горного массива находится один из самых больших ударных кратеров планеты — Клеопатра. Это окружённое кольцом выбросов углубление диаметром около 100 км, внутри которого лежит вдвое меньшая впадина. Из неё выходит канал шириной несколько километров, по которому на тессеру Фортуны когда-то вытекло около 3000 км3 лавы (или ударного расплава), залившей множество долин на расстояниях до 300 км от Клеопатры и покрывшей бо́льшую площадь, чем сам кратер[10][49][27]. Глубина Клеопатры — 2,5 км — более чем вдвое превышает обычную для венерианских кратеров её диаметра. Видимо, это связано именно с вытеканием из неё большого объёма лавы[49][50], чему поспособствовало её расположение на наклонной местности[51].

На юго-западе гор Максвелла (62°54′ с. ш. 2°36′ в. д. / 62,9° с. ш. 2,6° в. д. / 62.9; 2.6 (кратер Hamuda)) находится 15-километровый кратер Hamuda. Это самый высокий кратер Венеры: его высота над средним уровнем поверхности планеты — 8,2 км, что на 1,4 км больше, чем у Клеопатры[52][53][54].

Происхождение[править | править код]

Как и другие хребты, окаймляющие плато Лакшми[10][18], горы Максвелла возникли в ходе тектонических процессов — движения, сжатия и сминания поверхности[4][2][10][34][15]. Проявлений вулканизма там очень мало: вероятно, он ограничивается потоками лавы, вытекшими из ударного кратера Клеопатра[10][31] (хотя возможно, что для их появления было достаточно самого удара[49][51]). Кроме того, некоторые исследователи интерпретируют 10-километровые тёмные пятна в окрестностях этого кратера как мелкие щитовые вулканы[4][33].

Признаков разрушения под действием силы тяжести в горах Максвелла тоже очень мало — ещё меньше, чем в соседних хребтах[10][11]. Это грабены на северо-западном и южном склоне[10][4] и, возможно, в окрестностях Клеопатры[4][33]. Практически не затронула горы и эрозия[4]. Но, по некоторым интерпретациям радарных снимков, несколько небольших впадин на западном склоне заполнены продуктами оползней, выветривания или извержений[55].

Возраст гор Максвелла неизвестен; он может измеряться десятками или сотнями миллионов лет[56][18], причём горообразование, вероятно, продолжается до сих пор[10]. По-видимому, эти горы младше плато Лакшми[33]. На это указывает то, что прилегающая к ним часть плато смята в складки и образует впадину, подобную желобам в земных зонах субдукции, а покрывающая плато лава нигде или почти нигде не заливает подножия гор. Среди горных хребтов Земли Иштар подобный жёлоб имеют ещё горы Фрейи, а покрытие подножий лавой — только горы Акны[10][11].

Предполагают, что в начале своей истории горы Максвелла напоминали горы Акны — хребет, окаймляющий другую сторону плато Лакшми[18]. Потом их ширина и высота сильно увеличились из-за сжатия коры, величину которого оценивают в 80 %[4]. Блок коры двигался в сторону плато (на запад-юго-запад) и сминался в складки, перпендикулярные движению. Позже там появились слабые признаки гравитационной релаксации — грабены, расположенные в основном на северо-западном и южном краю массива[4][33][10][18][31]. Кроме того, к самым молодым деталям рельефа этой местности относится кратер Клеопатра и, вероятно, лавовая равнина к югу от гор[10].

По другому мнению, неясно, раньше или позже плато Лакшми образовались горы; возможно, максимум горообразования произошёл раньше пика вулканической активности, покрывшей лавой плато. По некоторым интерпретациям стереоснимков «Магеллана», основная часть горного массива приподнята относительно северо-западной части по взбросу и сдвинута в направлении от плато. Предполагается, что это произошло несколько сотен миллионов лет назад, а равнины около гор сформировались позже[29][30][34]. Согласно некоторым оценкам, возраст гор Максвелла больше среднего возраста поверхности Венеры[20].

Породы Венеры очень горячие, что даёт основания предполагать их невысокую прочность. Это ставит вопрос о том, как там могут существовать такие высокие горы почти без признаков разрушения. Например, если бы они состояли из обычного (с примесью воды) земного базальта, они простояли бы в нынешнем виде не больше нескольких миллионов лет[57]. Следовательно, горы Максвелла состоят из очень жаропрочных пород, очень молодые или до сих пор поддерживаются каким-то активным процессом.

Возможно, горы спасает отсутствие воды в коре и мантии Венеры: если её там действительно достаточно мало, прочность пород может быть достаточной для поддержания гор такой высоты в течение сотен миллионов[56] или даже сотен миллиардов[58] лет. Кроме того, горы может до сих пор поддерживать какое-то движение вещества в недрах планеты[18][10], и к этой версии склоняется большинство исследователей[2]. Её подкрепляют, в частности, потоки лавы, вытекшие когда-то из ударного кратера Клеопатра. Судя по очень большому количеству этой лавы, породы гор ещё до удара астероида были близки к плавлению и, следовательно, непрочны. Тогда существование таких гор можно объяснить только наличием поднимающих их сил. Вероятно, сформировавшее их сжатие коры продолжается до сих пор[10]. С другой стороны, судя по хорошей сохранности упомянутого кратера, со времён его образования там не было масштабных тектонических процессов (хотя его возраст неизвестен и может быть небольшим)[56].

Исследование гравитационного поля в области гор Максвелла показывает, что бо́льшая часть их массы изостатически скомпенсирована[56]. Тем не менее там наблюдается крупная (хотя и не рекордная для планеты) гравитационная аномалия, что говорит о продолжающейся поддержке гор движениями вещества мантии[10]. Гравитационное ускорение там повышено на 0,268 Гал, а высота геоида над средним уровнем поверхности достигает 90 м[34][56]. Две другие венерианские возвышенности дают более сильные аномалии, несмотря на свой меньший размер. Это возвышенность в области Атлы (гора Маат с соседней горой Уззы) и в области Бета[59].

Примечания[править | править код]

  1. ↑ 1 2 3 Лазарев Е. Н. Карта рельефа Венеры. Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга (2012). — (отсчёт высот от уровня 6051,8 км). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 28 октября 2013 года.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Keep M., Hansen V. L. Structural history of Maxwell Montes, Venus: Implications for Venusian mountain belt formation (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус. : journal. — 1994. — Vol. 99, no. E12. — P. 26015—26028. — doi:10.1029/94JE02636. — Bibcode: 1994JGR....9926015K. Архивировано 11 ноября 2013 года. Архивированная копия. Дата обращения: 12 ноября 2013. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  3. ↑ 1 2 Бурба Г. А. Венера. Русская транскрипция названий. Лаборатория сравнительной планетологии ГЕОХИ (май 2005). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 18 февраля 2010 года.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Ansan V., Vergely P. Evidence of Vertical and Horizontal Motions on Venus: Maxwell Montes (англ.) // Earth, Moon, and Planets  (англ.) (рус. : journal. — Springer, 1995. — Vol. 69, no. 3. — P. 285—310. — doi:10.1007/BF00643789. — Bibcode: 1995EM&P...69..285A. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  5. ↑ 1 2 3 Maxwell Montes (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 октября 2006). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 9 декабря 2018 года.
  6. ↑ 1 2 3 Basilevsky A. T., Head J. W. The surface of Venus // Reports on Progress in Physics. — 2003. — Т. 66, № 10. — С. 1699—1734. — doi:10.1088/0034-4885/66/10/R04. — Bibcode: 2003RPPh...66.1699B.
  7. ↑ Taylor F. W., Crisp D., Bézard B. Near-Infrared Sounding of the Lower Atmosphere of Venus // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / S. W. Bougher, D. M. Hunten, R. J. Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — P. 348. — 1362 p. — ISBN 0-8165-1830-0.
  8. ↑ 1 2 3 McGill G. E., Stofan E. R., Smrekar S. E. Venus tectonics // Planetary Tectonics / T. R. Watters, R. A. Schultz. — Cambridge University Press, 2010. — P. 81–120. — 518 p. — ISBN 978-0-521-76573-2. Архивировано 1 марта 2024 года.
  9. ↑ 1 2 3 Лазарев Е. Н. Гипсометрическая карта Венеры. Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга (2007). — (координаты высочайшей точки приведены на обратной стороне карты; отсчёт высот от уровня 6051,0 км). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано из оригинала 12 ноября 2013 года.
  10. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 Kaula W. M., Bindschadler D. L., Grimm R. E., Smrekar S. E., Roberts K. M. Styles of deformation in Ishtar Terra and their implications (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус. : journal. — 1992. — Vol. 97, no. E10. — P. 16085—16120. — doi:10.1029/92JE01643. — Bibcode: 1992JGR....9716085K. Архивировано 11 ноября 2013 года. Архивированная копия. Дата обращения: 12 ноября 2013. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  11. ↑ 1 2 3 Kaula W. M., Lenardic A., Bindschadler D. L., Arkani-Hamed J. Ishtar Terra // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / S. W. Bougher, D. M. Hunten, R. J. Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — P. 879–900. — 1362 p. — ISBN 0-8165-1830-0.
  12. ↑ Greeley R., Batson R. M. Planetary Mapping. — Cambridge University Press, 1990. — P. 113. — ISBN 0-521-30774-0.
  13. ↑ Ржига О. Н. Поверхность Венеры — зеркало геологической истории планеты // Новая эпоха в исследовании Венеры (Радиолокационная съемка с помощью космических аппаратов «Венера-15» и «Венера-16»). — М.: Знание, 1988. — (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 3). Архивировано 11 ноября 2013 года.
  14. ↑ Butrica A. J. SP-4218 To See the Unseen. Chapter 5: Normal Science (англ.). history.nasa.gov (1996). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано из оригинала 14 октября 2012 года.
  15. ↑ 1 2 3 4 Squyres S. W. Maxwell Montes (англ.). Encyclopaedia Britannica. Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 Ржига О. Н. Строение Земли Иштар // Новая эпоха в исследовании Венеры (Радиолокационная съемка с помощью космических аппаратов «Венера-15» и «Венера-16»). — М.: Знание, 1988. — (Новое в жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика, астрономия»; № 3). Архивировано 11 ноября 2013 года.
  17. ↑ 1 2 3 4 Alexandrov Y. N., Crymov A. A., Kotelnikov V. A., Petrov G. M., Rzhiga O. N., Sidorenko A. I., Sinilo V. P., Zakharov A. I., Akim E. L., Basilevski A. T., Kadnichanski S. A., Tjuflin Y. S. Venus: Detailed Mapping of Maxwell Montes Region (англ.) // Science. — 1986. — Vol. 231, no. 4743. — P. 1271—1273. — doi:10.1126/science.231.4743.1271. — Bibcode: 1986Sci...231.1271A. — PMID 17839563.
  18. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Vorder Bruegge R. W., Head J. W. Orogeny and Large-Scale Strike-Slip Faulting on Venus: Tectonic Evolution of Maxwell Montes (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус. : journal. — 1990. — Vol. 95, no. B6. — P. 8357—8381. — doi:10.1029/JB095iB06p08357. — Bibcode: 1990JGR....95.8357V. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  19. ↑ 1 2 3 4 5 6 Carter L. M., Campbell D. B., Margot J.-L., Campbell B. A. Mapping the Topography of Maxwell Montes Using Ground-based Radar Interferometry (англ.) // 37th Annual Lunar and Planet. Sci. Conf. 2006. Abstract № 2261 : journal. — 2006. — Bibcode: 2006LPI....37.2261C. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  20. ↑ 1 2 Basilevsky A. T., Shalygin E. V., Titov D. V., Markiewicz W. J., Scholten F., Roatsch Th., Kreslavsky M. A., Moroz L. V., Ignatiev N. I., Fiethe B., Osterloh B., Michalik H. Geologic interpretation of the near-infrared images of the surface taken by the Venus Monitoring Camera, Venus Express (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2012. — Vol. 217, no. 2. — P. 434—450. — doi:10.1016/j.icarus.2011.11.003. — Bibcode: 2012Icar..217..434B.
  21. ↑ Campbell B. A., Arvidson R. E., Shepard M. K., Brackett R. A. Remote Sensing of Surface Processes // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / S. W. Bougher, D. M. Hunten, R. J. Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — P. 518–522. — 1362 p. — ISBN 0-8165-1830-0.
  22. ↑ Wood J. A. Rock Weathering on the Surface of Venus // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / S. W. Bougher, D. M. Hunten, R. J. Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — P. 652–658. — 1362 p. — ISBN 0-8165-1830-0.
  23. ↑ 1 2 Treiman A. H. Geochemistry of Venus' Surface: Current Limitations as Future Opportunities // Exploring Venus as a Terrestrial Planet / L. W. Esposito, E. R. Stofan and T. E. Cravens. — John Wiley & Sons, 2007. — P. 7–22. — 225 p. — ISBN 9781118666227. — doi:10.1029/176GM03.
  24. ↑ Basilevsky A. T., McGill J. E. Surface Evolution of Venus // Exploring Venus as a Terrestrial Planet. (2007), Geophysical Monograph Series. — 2007. — Т. 176. — С. 23—43. — doi:10.1029/176GM04. — Bibcode: 2007GMS...176...23B. Архивировано 29 января 2013 года.
  25. ↑ 1 2 Pettengill G. H., Campbell B. A., Campbell D. B., Simpson R. A. Surface Scattering and Dielectrical Properties // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / S. W. Bougher, D. M. Hunten, R. J. Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — P. 527–546. — 1362 p. — ISBN 0-8165-1830-0.
  26. ↑ 1 2 3 4 Пересчитано от условной сферы радиусом 6051,0 км на 6051,8 км (современное значение среднего радиуса Венеры)
  27. ↑ 1 2 PIA00149: Venus — Maxwell Montes and Cleopatra Crater (англ.). NASA/JPL (5 февраля 1996). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 30 апреля 2020 года.
  28. ↑ Стереоизображение северо-восточной части горного массива
  29. ↑ 1 2 Basilevsky A. T. Compositional Heterogeneity and Late-Stage Deformation in Maxwell Montes, Venus (англ.) // Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference : journal. — 1995. — Vol. 26. — P. 79—80. — Bibcode: 1995LPI....26...79B. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  30. ↑ 1 2 Basilevsky A. T., Head J. W. Regional and global stratigraphy of Venus: a preliminary assessment and implications for the geological history of Venus (англ.) // Planetary and Space Science : journal. — Elsevier, 1995. — Vol. 43, no. 12. — P. 1523—1553. — doi:10.1016/0032-0633(95)00070-4. — Bibcode: 1995P&SS...43.1523B.
  31. ↑ 1 2 3 4 5 Solomon S. C., Smrekar S. E., Bindschadler D. L., Grimm R. E., Kaula W. M., McGill G. E., Phillips R. J., Saunders R. S., Schubert G., Squyres S. W. Venus tectonics: An overview of Magellan observations (англ.) // Journal of Geophysical Research: Planets : journal. — 1992. — Vol. 97, no. E8. — P. 13199—13255. — doi:10.1029/92JE01418. — Bibcode: 1992JGR....9713199S.
  32. ↑ 1 2 Ivanov M. A., Head J. W. Global geological map of Venus (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 2011. — Vol. 59, no. 13. — P. 1559—1600. — doi:10.1016/j.pss.2011.07.008. — Bibcode: 2011P&SS...59.1559I. Архивировано 29 января 2013 года.
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Ansan V., Vergely P., Masson Ph. Model of formation of Ishtar Terra, Venus (англ.) // Planetary and Space Science. — Elsevier, 1996. — Vol. 44, no. 8. — P. 817—831. — doi:10.1016/0032-0633(96)00012-8. — Bibcode: 1996P&SS...44..817A. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  34. ↑ 1 2 3 4 Ivanov M. A., Head J. W. Geologic Map of the Lakshmi Planum Quadrangle (V–7), Venus. U.S. Geological Survey Scientific Investigations (2010). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 14 ноября 2013 года.
  35. ↑ 1 2 Masursky H., Eliason E., Ford P. G., McGill G. E., Pettengill G. H., Schaber G. G., Schubert G. Pioneer Venus Radar results: Geology from images and altimetry (англ.) // Journal of Geophysical Research: Space Physics : journal. — 1980. — Vol. 85, no. A13. — P. 8232—8260. — doi:10.1029/JA085iA13p08232. — Bibcode: 1980JGR....85.8232M.
  36. ↑ 1 2 Head J. W., Campbell D. B., Peterfreund A. R., Zisk S. A. Geology of Maxwell Montes, Venus // Lunar and Planetary Science XIV. — 1983. — С. 291—292. — Bibcode: 1983LPI....14..291H. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  37. ↑ Nozette S. D. The physical and chemical properties of the surface of Venus (Ph. D. thesis). — Massachusetts Institute of Technology. Dept. of Earth and Planetary Sciences, 1983. — P. 86. — 188 p. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  38. ↑ Vorder Bruegge R. W., Head J. W., Campbell D. B. Maxwell Montes, Venus: Geological Unit Map From Arecibo and Venera Data Sets and Evidence of Deformation History (англ.) // 18th Annual Lunar and Planet. Sci. Conf., Houston, TX. : journal. — 1987. — P. 1046. — Bibcode: 1987LPI....18.1046V. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  39. ↑ Semuni Dorsa (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (30 декабря 2008). Дата обращения: 20 октября 2013.
  40. ↑ Auska Dorsum (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 октября 2006). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 15 декабря 2016 года.
  41. ↑ 1 2 3 4 Ford P. G., Pettengill G. H. Venus topography and kilometer-scale slopes (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус.. — 1992. — Vol. 97, no. E8. — P. 13103—13114. — doi:10.1029/92JE01085. — Bibcode: 1992JGR....9713103F.
  42. ↑ 1 2 Карта высот гор Максвелла по данным «Магеллана»
  43. ↑ 1 2 Anderson D. P. Contour relief map of Maxwell Montes, Venus (англ.). Science Photo Library. — карта высот гор Максвелла по данным «Магеллана». Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано из оригинала 12 ноября 2013 года.
  44. ↑ 1 2 Suppe J., Connors C. Critical taper wedge mechanics of fold-and-thrust belts on Venus: Initial results from Magellan (англ.) // Journal of Geophysical Research  (англ.) (рус. : journal. — 1992. — Vol. 97, no. E8. — P. 13545—13561. — doi:10.1029/92JE01164. — Bibcode: 1992JGR....9713545S. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  45. ↑ Daniel Macháček. Maxwellovo pohoří (чеш.). My Favourite Universe (28 февраля 2013). — статья со стереоизображением гор по данным «Магеллана». Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 6 ноября 2013 года.
  46. ↑ Tanaka K. L., Senske D. A., Price M., Kirk R. L. Physiography, Geomorphic/Geologic Mapping and Stratigraphy of Venus // Venus II: geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment / S. W. Bougher, D. M. Hunten, R. J. Phillips. — University of Arizona Press, 1997. — P. 667–696. — 1362 p. — ISBN 0-8165-1830-0.
  47. ↑ Pettengill G. H., Ford P. G., Johnson W. T., Raney R. K., Soderblom L. A. Magellan: radar performance and data products (англ.) // Science. — 1991. — Vol. 252, no. 5003. — P. 260—265. — doi:10.1126/science.252.5003.260. — Bibcode: 1991Sci...252..260P. — PMID 17769272.
  48. ↑ Skadi Mons (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 октября 2006). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 1 мая 2019 года.
  49. ↑ 1 2 3 Grieve R. A. F., Cintala M. J. Impact Melting on Venus: Some Considerations for the Nature of the Cratering Record (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 1995. — Vol. 114, no. 1. — P. 68—79. — doi:10.1006/icar.1995.1044. — Bibcode: 1995Icar..114...68G.
  50. ↑ Basilevsky A. T., Ivanov B. A. Cleopatra Crater on Venus: Venera 15/16 data and impact/volcanic origin controversy (англ.) // Geophysical Research Letters  (англ.) (рус.. — 1990. — Vol. 17, no. 2. — P. 175—178. — doi:10.1029/GL017i002p00175. — Bibcode: 1990GeoRL..17..175B.
  51. ↑ 1 2 Melosh H. J. Can impacts induce volcanic eruptions? // International Conference on Catastrophic Events and Mass Extinctions: Impacts and Beyond, 9-12 July 2000, Vienna, Austria, abstract no.3144. — 2001. — С. 141—142. — Bibcode: 2001caev.conf.3144M. Архивировано 4 марта 2016 года.
  52. ↑ Hamuda (англ.). Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute (2013). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  53. ↑ Cleopatra (англ.). Venus Crater Database. Lunar and Planetary Institute (2013). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 11 ноября 2013 года.
  54. ↑ Hamuda (англ.). Gazetteer of Planetary Nomenclature. International Astronomical Union (IAU) Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) (1 октября 2006). Дата обращения: 20 октября 2013. Архивировано 20 августа 2017 года.
  55. ↑ Vorder Bruegge R. W. Depositional Units in Western Maxwell Montes: Implications for Mountain Building Processes on Venus (англ.) // Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, held in Houston, TX, 14–18 March 1994 : journal. — 1994. — P. 1147—1148. — Bibcode: 1994LPI....25.1447V. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  56. ↑ 1 2 3 4 5 Kucinskas A. B., Turcotte D. L., Arkani-Hamed J. Isostatic compensation of Ishtar Terra, Venus (англ.) // Journal of Geophysical Research: Planets. — 1996. — Vol. 101, no. E2. — P. 4725—4736. — doi:10.1029/95JE02979. — Bibcode: 1996JGR...101.4725K.
  57. ↑ Hansen V. L. Chapter 8.1. Venus: a thin-lithosphere analog for early Earth? // Earth's Oldest Rocks / M. J. van Kranendonk, H. R. H. Smithies, V. Bennett. — Elsevier, 2007. — P. 987–1012. — 1330 p. — ISBN 978-0-444-52810-0. — doi:10.1016/S0166-2635(07)15081-7.
  58. ↑ Burt J. D., Head J. W., Parmentier E. M. The ancient age of Maxwell Montes, Venus: Preservation of high topography under high-surface-temperature conditions (англ.) // Conference Paper, 28th Annual Lunar and Planetary Science Conference : journal. — 1997. — P. 181. — Bibcode: 1997LPI....28..181B. Архивировано 12 ноября 2013 года.
  59. ↑ Wieczorek M. A. The gravity and topography of the terrestrial planets // Treatise on Geophysics / Volume editor T. Spohn, editor-in-chief Gerald Schubert. — Elsevier, 2007. — Vol. 10. Planets and Moons. — P. 165–206. — 656 p. — ISBN 978-0-444-53465-1. — doi:10.1016/B978-044452748-6/00156-5.

Литература[править | править код]

Ссылки[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Горы_Максвелла&oldid=137072602