Геология Венеры

Внутреннее строение Венеры

Радарное изображение поверхности Венеры с центром, расположенным в 180° в.д.

Геология Венеры — раздел планетологии и планетной геологии, посвященный геологическому строению Венеры. Так как поверхность этой планеты полностью закрыта сплошным облачным покровом и недоступна для наблюдений в оптическом диапазоне, современное знание о геологических структурах на поверхности, представление об их происхождении, эволюции и соответствующем подповерхностном строении коры — основывается на радарных снимках. На базе альтиметрических и апертурных измерений советских АМС Венера 15 и Венера 15, в 1984 году было получено общее представление о геоморфологии планеты, наиболее полный объем данных по поверхности был получен с помощью АМС NASA Magellan, которая проработала на орбите с августа 1990 года по сентябрь 1994 года и с использованием установленного на ней радара картографировала 98% поверхности Венеры (22% из них — в трехмерных стереографических снимках).

Поверхность Венеры содержит признаки прежнего активного базальтового вулканизма с щитовидными и композитными вулканами, которые схожи с земными, но на формирование которых оказали влияние плотная массивная атмосфера и приповерхностная температура около 475 °С. По сравнению с Луной, Марсом или Меркурием, на поверхности Венеры практически нет небольших ударных кратеров, что объясняется защитным действием плотной толстой атмосферы, а количество средних и больших по размеру кратеров также уступает их количеству на Луне и Меркурии, что объясняется молодостью поверхности. Некоторые отличительные особенности поверхности включают в себя образования, получившие при их открытии названия: * венцы — венкоподобные экструзивные детали поверхности;

• тессеры — обширные области с сильно деформированным и изрезанным трещинами ландшафтом;
• паутины (англ.)русск. (англ. arachnoid) — области, внешне напоминающие паутину.

Поверхность также содержит застывшие потоки лавы, признаки атмосферной эрозии и сейсмической активности.

Исследования поверхности до АМС «Магеллан»

Венера является вторым небесным телом Солнечной системы после Луны, поверхность которой изучалась с помощью радаров с Земли. Первые наблюдения производились в 1961 году в обсерватории NASA Голдстоун. В ходе нескольких последующих нижних соединений Венера наблюдалась в Голдстоуне и в обсерватории в Аресибо, что к 1963 году позволило подтвердить прежние данные на основании меридианных наблюдений, в том числе:

• подтвердить факт ретроградного вращения планеты вокруг своей оси; получить значение его периода, равное 243.1 сут;
• подтвердить почти перпендикулярное положение оси вращения планеты по отношению к плоскости её орбиты;
• измерить точный радиус Венеры (равен 6052 км).

Полученное значение радиуса планеты было ме́ньшим по сравнению с результатами, полученными методами оптической астрономии, что объясняется исключением видимого в оптическом диапазоне размера атмосферы из значения радиуса Венеры, — то есть уточнение соответствовало высоте верхней границы облачного покрова над поверхностью планеты (70 км). Также ранние радиолокационные наблюдения указывали на то, что поверхность Венеры содержит больше скальных пород и меньше пыли, если её сравнивать с поверхностью Луны.

В период с 1970 по 1985 годы произошло значительное усовершенствование радиолокационных методов, что позволило получать изображения с разрешением 1—2 км на поверхности. Были определены яркие области, получившие название р-н Альфа (англ.)русск., р-н Бета (англ.)русск. и горы Максвелла.

С началом эры космических полетов, Венера была выбрана в качестве места для посадок исследовательских аппаратов. Стартовое окно для полета к планете имеет место каждые 19 месяцев и с 1962 года по 1985 год, в течение каждого из этих пригодных для старта промежутков времени к планете запускались исследовательские автоматические межпланетные станции.

В 1962 году АМС Маринер 2 пролетела около Венеры, став первым аппаратом, посетившим другую планету. В 1965 году АМС Венера 3 стала первым аппаратом, севшим на другую планету (но при посадке произошла авария). В 1967 году АМС Венера 4 стала первым аппаратом, передавшим данные о свойствах венерианской атмосферы. В том же году АМС Маринер-5 измерила магнитное поле планеты. В 1970 году АМС Венера 7 стала первым аппаратом, совершившим полностью удачную посадку на поверхность. В 1974 году АМС Маринер 10 совершила пролет мимо планеты на своем пути к Меркурию, сфотографировав в ультрафиолетовом диапазоне облака, что позволило определить исключительно сильные ветры на большой высоте. В 1975 году АМС Венера-9 передала первые изображения с поверхности в оптическом диапазоне и выполнила наблюдения окружающих скал в гамма-диапазоне. АМС Венера 10 в том же году повторила эти наблюдения в другом месте посадки. В 1978 году АМС Пионер-Венера 1 вышла на орбиту вокруг планеты и выполнил альтиметрические и гравиметрические измерения, составив карту между 63° и 78° широты (очевидно северной). В этом же году АМС Пионер-Венера 2 произвела уточнение данных по свойствам атмосферы, в том числе произвела измерения соотношения изотопов аргона-36 и аргона-38 (один из посадочных модулей станции проработал на поверхности около часа). В 1982 году АМС Венера 13 передала первые цветные изображения с поверхности Венеры (также был произведен рентгеновский анализ образцов грунта), — посадочный модуль проработал на поверхности 127 мин). В том же году посадочный модуль АМС Венеры-14 произвел измерения сейсмоактивности и обнаружил признаки её наличия.

В 1983 году АМС Венера 15 и Венера 15 получили более точные радарные изображения поверхности и с помощью установленного высотомера произвели измерения значительной части северного полушария планеты. Эти станции были первыми, которые использовали радар синтезированной апертуры для изучения Венеры и обеспечили изображения поверхности с разрешением 1–2 км. Альтиметрические измерения, по точности в четыре раза превосходившие данные с АМС Пионер-Венера, обеспечили данными по текстуре и рельефу поверхности, которые в то время было невозможно получить сканируя с Земли. Оба аппарата находились на вытянутых полярных орбитах, записывая измерения в течение 16 минут от полюса до 30-го градуса с.ш., остаток времени на орбите с периодом 24 часа использовался для передачи полученных 8 МБ данных на Землю. За время работы аппаратов (с 11 ноября 1983 по 10 июля 1984 годов) собственное вращение планеты 1,48°/сут позволило отсканировать всю северную полярную область. Получаемые данные обрабатывались в Институте радиотехники и электроники, что позволило получить основное представление о геоморфологии планеты. Многие части рельефа, ранее считавшиеся результатами столкновений с астероидами, были идентифицированы как необычные вулканические структуры. Одним из результатов работы АМС «Венера-15» и «Венера-16» было открытие новых структур рельефа, которые стали называть родовыми терминами «венцы» (кольцевые структуры размером от 150 до 600 км)^[1] и «тессера» (структуры из чередующихся хребтов и долин, на снимках напоминающие паркет)^[2]. Были впервые определены области, получившие название паутин (англ.)русск.^{[источник не указан 190 дней]}. Не было обнаружено свидетельств наличия плиточной тектоники, что было подтверждено позже данными, собранными АМС Магеллан. Малое количество ударных кратеров позволило установить, что современная поверхность планеты была сформирована сравнительно недавно.

В 1985 году в рамках советской программы Вега на поверхности планеты предполагалась работа двух посадочных модулей АМС Вега 1 и Вега 2 — первый модуль не смог выполнить программу исследований из-за его непреднамеренной преждевременной активации, посадочный модуль АМС Вега 2 проработал на поверхности 56 мин.

Программа исследований АМС «Магеллан»

Основная статья: Магеллан (космический аппарат)

Трехмерное изображение области Эйстла на основании данных радара АМС Магеллан.

АМС была запущена с борта челнока в рамках полета Атлантис STS-30 4 мая 1989 года и 10 августа 1990 года вышла на орбиту вокруг Венеры. Общая продолжительность активной работы аппарата около планеты составила более четырех лет, что позволило, используя апертурный радар на АМС, выполнить три цикла программы наблюдения бо́льшей части поверхности. Так как наблюдения в ходе каждого цикла производились под разными углами, для части поверхности были получены изображения в различных ракурсах, что позволяет построение для них трехмерных стереографических изображений.

Программа съемок была начата 16 августа 1990 года и закончена 11 октября 1994, за сутки АМС выполняла 7,3 оборота вокруг планеты, делая снимок 17-28 км шириной и 70 000 км длиной, что позволило к концу работы заснять 98 % поверхности планеты, 22 % из них — в разных ракурсах.

Размер крупнейших представителей форм рельефа
Венеры (в км)^[3][4]

Топография

Поверхность Венеры отличается относительно небольшим перепадом высот. На основании данных АМС Пионер-Венера было установлено, что разница высот между наивысшей точкой планеты и наинизшей составляет примерно 13 км, в то время как это значение для Земли составляет величину около 20 км. В соответствии с данными, полученными этими АМС, около 51 % поверхности Венеры располагается в пределах разницы высот, равной 500 м, на расстоянии от центра планеты, равном 6052 км. Только 2 % поверхности отклоняется от этой средней величины более чем на 2 км. Высотомер АМС Магеллана подтвердил в целом равнинный характер поверхности, показав, что 80 % ландшафта планеты не отклоняется более чем на километр от её среднего радиуса. Наиболее значительными возвышенностями являются Лакшми c горами Максвелла высотой 11 км, Акна (англ.)русск. высотой 7 км и горами Фрея (англ.)русск. также высотой 7 км. Несмотря на относительно небольшой перепад высот, данные альтиметрии указывают на большое количество наклоненных равнин. Так к юго-западу от гор Максвелла, некоторые части рельефа имеют наклон 45°. Наклоны местности зарегистрированы также в районе гор Дану (англ.)русск. и в области Фемида (англ.)русск.. Примерно 75 % поверхности представляет собой открытые скалы, не закрытые осадочными породами.

Возвышенности

Возвышенностями считаются 10 % поверхности с высотами более двух километров над средним расстоянием от центра Венеры. Наиболее значимыми из них являются земли Афродиты, Иштар и Лады (англ.)русск., а также области Бета (англ.)русск., Феба (англ.)русск. и Фемида (англ.)русск.. Области Альфа (англ.)русск., Белл (англ.)русск., Эйстла и Толус (англ.)русск. — являются менее значимыми группами возвышенностей.

Равнины

Равнины занимают примерно 50 % поверхности и располагаются на высотах в пределах от 0 до 2 км относительно среднего радиуса планеты.

Низины

Оставшаяся часть поверхности называется низинами и в основном располагается ниже высоты, принятой за нулевую. Данные радара указывают на то, что они, в пределах сантиметровой точности, представляют собой ровную поверхность и заполнены материалом, который вынесен эрозионными процессами с возвышенностей.

Ударные кратеры

Кратер Данилова

Наземные наблюдения с помощью радаров позволили определить топографические характеристики, относящиеся к ударным кратерам, наблюдения орбитальных аппарататов АМС Венера 15 и Венера 15 позволили определить 150, наблюдения АМС Магеллан — 900 кратеров.

Кратеры Данилова, Аглаонис (англ. Aglaonice) и Саскья (англ. Saskja)

По сравнению с Меркурием, Луной и схожими небесными телами без атмосферы, поверхность Венеры содержит очень небольшое количество кратеров, что отчасти объясняется защитным действием атмосферы.^[5] На поверхности отсутствуют кратеры, диаметром менее 2 км. Количество кратеров размером до 30 км относительно мало. Небольшие кратеры имеют неправильную форму и расположены группами, что свидетельствует о разрушении падавших небесных тел во время их прохождения плотной атмосферы планеты.^[5] Количество более крупных кратеров также мало, по сравнению с другими относительно крупными телами Солнечной системы. Существующие крупные кратеры не содержат следов более поздней вулканической активности, что указывает на то, что событие, их породившее, имело место после завершения фазы активного вулканизма на планете. Согласно данным радарной съемки, их поверхность не была сглажена каким-либо из видов эрозии и не была заполнена принесеннными осадочными породами. Случайное распределение кратеров по поверхности — без областей с их более плотным расположением — служит свидетельством того, что поверхность всей планеты имеет одинаковый возраст.

Малое количество кратеров по сравнению с Луной или Меркурием, с одной стороны, не позволяет оценить возраст частей ландшафта Венеры и всей её поверхности на основании подсчета кратеров, с другой стороны, указывает на то, что она образовалась в относительно недалеком прошлом после события, которое либо целиком разрушило верхние слои старой коры планеты, либо целиком скрыло их под новыми отложениями. Таким образом, Венера является единственной планетой земной группы в Солнечной системе, которая пережила подобное событие в своей современной истории.

Вулканизм

Сгенерированное компьютером изображение вулканической структуры Патеры (англ.)русск. в области Альфа на Венере.

Паутины (англ.)русск. на поверхности Венеры.

Современная поверхность Венеры в основном сформирована вулканическими процессами. По характеру отложения вулканических осадков различают «централизованный вулканизм» с четко определяемым центром активности и нецентрализованный, нерадиальный вулканизм траппового типа. Так как на планете не обнаружено тектоники плит и, соответственно, нет зон субдукции, все вулканы «централизованного типа» на планете являются — в строгом смысле этого термина — щитовыми вулканами. К стратовулканам относят вулканы по внешнему виду напоминающие аналогичные структуры на Земле. Также, более поздние по времени потоки лавы на радиолокационных снимках выглядят, как правило, более яркими областями по причине ме́ньшей эрозии материала бывшего магматического потока по сравнению с окружающим ландшафтом.

Примерно 80 % поверхности планеты покрыто мозаикой равнин, сформированных лавовыми потоками, среди которых располагаются порядка сотни больших стратовулканов, большое количество ме́ньших по размеру вулканов и структуры, называемые венцами (англ.)русск.. Последние представляют собой крупные округлые образования диаметром 100-300 км, которые возвышаются над окружающей местностью на несколько сот метров и, как считается, образовались в результате застывания магматического материала после того, как часть лавы растеклась по окрестностям, сформировав таким образом венкоподобную структуру. Вулканы диаметром менее 20 км представлены на поверхности в очень большом количестве и их общее количество может измеряться сотнями тысяч. Некоторые из них, имеют пологую, слоистую и напоминающую пирог структуру диаметром до 15 км, называются патерами (англ.)русск. и по своему происхождению, как считается, аналогичны земным щитовым вулканам. Они часто группируются в районе венцов, черепиц и были сформированы лавой с высокой вязкостью, которая извергалась в плотной атмосфере планеты. В некоторых случаях вокруг патер разбросаны обломки. В отличие от земных щитовых вулканов, высота которых от основания достигает 10 км, высота их аналогов на Венере не превосходит 1,5 км.

К другим вулканическим структурам следует отнести: так называемые «новы» — радиальные сети дайковых образований на месте бывших базальтовых потоков и с возможной кальдерой в центре; паутины (англ.)русск. — представляют собой несколько овальных структур, окруженных сетью образований, аналогичных наблюдаемым у «нова».

Лавовые потоки и каналы

Переплетающийся лавовый канал шириной два километра на равнине Седна (англ.)русск.

Лавовые потоки на Венере значительно превосходят свои современные земные аналоги и достигают сотен километров в длину и десятков километров в ширину. Сегодня неизвестна причина, которая привела к образованию столь обширных лавовых полей в прошлом, но именно в результате извержений базальтовых лав с низкой вязкостью на планете образованы широкие и плоские равнины.^[6] Лавовые поля, как правило, ассоциируются с центрами активности или с централизованным вулканизмом, но также с трещинными вулканами, венцами и с кластерами вулканических куполов, конусов и каналов. На основании данных АМС Магеллан было обнаружено порядка 200 лавовых каналов и равнинных комплексов, которые подразделяются на простые, переплетающиеся и стратокомплексы. Простые каналы представляют собой единственный длинный лавовый канал без значительных ответвлений длиной до 7000 км (долина Балтов (англ.)русск.), переплетающиеся каналы содержат множество ответвлений, которые часто возвращаются в основной канал, стратокомплексы сформированы несколькими извержениями и могут сочетать в себе черты простых и переплетающихся каналов. Размеры отдельных лавовых трубок должны достигать десятков метров в ширину и нескольких сотен километров в длину.^[7] Распространение магматического материала на такие большие расстояния объясняется его высокой температурой, его низкой вязкостью и высокой температурой атмосферы, которая замедляла процесс застывания лавы.

Тектоническая активность

Несмотря на тот факт, что Венера лишена тектонической активности как таковой, поверхность планеты демонстрирует множество структур, обычно ассоциируемых с тектоникой плит. Такие образования на поверхности, как разломы, мульды, вулканы, горные массивы и рифтовые равнины на Земле образованы в результате движения плит по расплавленному слою верхней мантии. На Венере активный вулканизм сформировал цепи горных массивов, рифтовых равнин и равнин, рельеф которых был получен в результате серии сжатий и растяжений в течение длительного времени и получивших название черепиц.

В отличие от Земли, здесь деформации непосредственно связаны с динамическим силами внутри мантии планеты. Гравиметрические измерения указывают на то, что Венера не имеет астеносферы — данный слой имеет ме́ньшую вязкость и способствует горизонтальным перемещениям плит. Отсутствие астеносферы предполагает, что деформации поверхности планеты непосредственно связаны с конвекционными перемещениями внутри мантии планеты. Тектонические деформации на Венере происходят в разных масштабах, наименьший из которых находит свое выражение в линейных трещинах или разломах, в некоторых местах разломы составляют сеть параллельных линий. Непротяженные горные хребты, характерные для Луны и Марса, также нередко встречаются на поверхности Венеры. Эффекты обширного тектонизма проявляют себя в виде разломов, при которых часть венерианской коры погружается относительно окружающей местности на более низкий уровень, через приподнятые и опущенные части ландшафта распространяются трещины. Радарные наблюдения показывают, что эти разломы шириной до нескольких сотен километров сконцентрированы в экваториальных областях, в высоких южных широтах и связаны друг с другом. Сформированная таким образом на поверхности сеть разломов покрывает планету, определяя распределение вулканов на поверхности. Рифты на Венере формировались вместе с развитием литосферы и представляют собой группы впадин от десятков до сотен метров шириной и до 1000 км длиной, которые обычно связаны с крупными вулканическими образованиями в виде куполов, такими как области Бета (англ.)русск., Атла (англ.)русск. и Эйстла. Последние возвышенности, по всей видимости, являются выходом магматических плюмов на поверхность, что вызвало их подъем, ообразование трещин и разломов и вулканизм.

Наиболее высокие горы на планете — горы Максвелла (на территории земли Иштар), — были сформированы в результате деформаций сжатия, растяжения и бокового движения. Другой тип географических достопримечательностей Венеры располагается в низинах и включает в себя «пояса хребтов», которые поднимаются на несколько сот метров над поверхностью и имеют ширину до нескольких сотен метров и длину до тысячи километров. Основные места концентрации этих поясов расположены в районе равнин Лавиния (англ.)русск. около южного полюса и Аталанта (англ.)русск. — в районе северного.

Черепицы обнаруживаются в основном в пределах земли Афродиты, восточной части земли Иштар (черепица Фортуна (англ.)русск.) и в областях Альфа (англ.)русск., Телл (англ.)русск.. Эти области содержат пересекающиеся грабены, связанные с различными геологическими структурами в районе. Так как в местах их соединения происходит перекрытие одних грабенов другими, области их расположения являются наиболее старыми частями поверхности планеты. Таким образом, образование черепиц связано с ранними излияниями базальтового материала, сформировавших равнинную местность, которая впоследствии была деформирована и растрескана тектоническими процессами.^[6]

Разрез планеты с её предполагаемым внутренним строением: в центре планеты расположено железное ядро, покрытое сверху мантией и литосферой

Внутренняя структура и магнитное поле

Кора Венеры, как считается, имеет толщину 50 км и состоит из силикатных пород. Мантия планеты простирается приблизительно на 3000 км в глубину, её химический состав, по состоянию на 2011 год, точно не определен. Так как Венера является планетой земной группы, ядро планеты, с радиусом 3000 км, состоит из смеси никеля и железа.

Данные, полученные с орбитальных аппаратов АМС «Пионер-Венера», показывают, что планета не имеет значимого магнитного поля. Так как, для появления динамо-эффекта необходимо наличие вращающегося проводника, его отсутствие может быть объяснено медленным вращением планеты с сидерическим периодом 243,7 сут.^[8] Тем не менее, в соответствии с моделированием, этого медленного вращения должно быть достаточно для появления динамо-эффекта и отсутствие современного магнитного поля может быть объяснено только отсутствием конвекции в ядре.^[8] Так как конвективные процессы возникают между жидкими слоями небесного тела при наличии значительной разницы температур между ними и в случае, когда радиационного теплового переноса недостаточно для переизлучения тепла в окружающее пространство — отсутствие конвекции может означать, что либо отдача тепла ядром в его современном состоянии ограничена, либо планета не имеет внутреннего ядра с более высокой температурой.

Разрушение коры в прошлом

Считается, что 300-500 млн лет назад Венера претерпела событие, которое привело к полному обновлению коры планеты или к перекрытию её верхних слоев поступившим мантийным материалом. Одним из возможных объяснений этого явления является гипотеза о цикличности подобных событий, в результате которых происходит избавление от излишков тепла, накапливаемых в её внутренних слоях в течение продолжительного времени. На Земле процесс переноса тепла от центра к поверхности реализуется посредством тектоники плит, который не был обнаружен на Венере. Таким образом, согласно этой теории, в своем современном состоянии планета претерпевает внутренний разогрев из-за радиоактивного распада элементов, что через некоторое время приведет к новому периоду глобального базальтового вулканизма, который практически полностью покроет верхнюю оболочку современной Венеры новым магматическим материалом.^[9] Косвенным подтверждением этой теории является то, что, несмотря на близкие к земным параметры планеты, она практически лишена магнитного поля, а также исключительно высокое значение соотношения дейтерия к водороду в атмосфере. Первое может быть объяснено отсутствием отдачи тепла ядром Венеры, второе может указывать на то, что в недалеком прошлом её атмосфера содержала гораздо бо́льшее количество воды.

Современные процессы на поверхности

Так как вода не может существовать в жидком состоянии на поверхности, а её количество в атмосфере незначительно, эрозионные процессы на поверхности могут быть вызваны только потоками лавы при извержениях, взаимодействием поверхности с атмосферой, выбросами материала с поверхности при столкновениях планеты с крупными метеоритами и при взрывных извержениях. В двух последних случаях выброшенное вещество — при его попадании в верхние слои атмосферы с сильными ветрами — относится в западном направлении и выпадает на поверхность, образуя зону осадков параболической формы. Атмосферные эрозионные процессы подразделяются на ветровую эрозию, которая при незначительных ветрах на низкой высоте обусловлена большой плотностью газа на поверхности, и на химическую эрозию, которая обусловлена наличием в атмосфере агрессивных химических соединений, вступающих в реакции с поверхностными породами, что приводит к их постепенному разрушению. Так как скорость этих процессов невелика по сравнению с возрастом поверхности, бо́льшая её часть представляет собой не покрытую осадочными породами местность и концентрация осадочных пород отмечается лишь в районах, ассоциируемых с крупными метеоритными ударами в прошлом. В областях выпадения подобных осадков были обнаружены поля дюн, ярданги и осадочные породы, которые были организованы в линейные структуры последующим ветровым воздействием. На основании данных АМС Магеллан было обнаружено более 60 зон отложения таких депозитов, которые вместе с участием других эрозионных процессов образуют наиболее новые черты ландшафта.

См. также

• Программа Венера
• Программа Магеллан

Примечания

1. ↑ О.Н.Ржига, А.И.Сидоренко Загадочные ландшафты Венеры // Земля и Вселенная. — М.: Наука, 1990. — № 2. — С. 91.
2. ↑ О.Н.Ржига, А.И.Сидоренко Загадочные ландшафты Венеры // Земля и Вселенная. — М.: Наука, 1989. — № 6. — С. 45.
3. ↑ Карта рельефа Венеры
4. ↑  (англ.) Gazetteer of Planetary Nomenclature
5. ↑ ^{1 2}  (англ.) Venus II – Geology, Geophysics, Atmosphere, and Solar Wind Environment. — Tucson: The University of Arizona Press, 1997. — P. 969. — ISBN 0-8165-1830-0
6. ↑ ^{1 2} Basilevsky, A. T.; J. W. Head III (2003). «The surface of Venus». Reports on Progress in Physics 66 (10): 1699–1734. DOI:10.1088/0034-4885/66/10/R04. Bibcode: 2003RPPh...66.1699B.
7. ↑ Dr Graeme Melville (Astronomers from the University of Wollongong, Australia) and Prof. Bill Zealey
8. ↑ ^{1 2}  (англ.) Stevenson, D. J., (2003). "Planetary magnetic fields", Earth and Planetary Science Letters, 208, 1-11
9. ↑ То есть, на 2011 год достоверно неизвестно, требуется ли столкновение с другим крупным небесным телом для начала нового периода глобального базальтового вулканизма (новый цикл обновления коры планеты).

Ссылки

•  (англ.) The Soviet Exploration of Venus
•  (англ.) Catalog of Soviet Venus images
•  (англ.) Past missions - Mariner 10
•  (англ.) The Voyage of Mariner 10
•  (англ.) Magellan mission to Venus
•  (англ.) Online resources of the Magellan mission to Venus
•  (англ.) Guide for the interpretation of the images taken by Magellan
•  (англ.) National Space Science Data Center's Page on Venus (NASA)
•  (англ.) USGS maps of Venus
•  (англ.) NASA/USGS Planetary Geologic Mapping Program
•  (англ.) The Face of Venus: Planetary Geology site

Публикации в интернете

•  (англ.) Grayzeck, Ed (2004). Venus Fact Sheet. NASA. Retrieved July 11, 2005.
•  (англ.) US Geological Survey, "Gazetteer of Planetary Nomenclature (Venus)". Retrieved July 13, 2005
•  (англ.) Vita-Finzi, C., Howarth, R.J., Tapper, S., and Robinson, C. (2004) "Venusian Craters and the Origin of Coronae" Lunar and Planetary Science XXXV
•  (англ.) Stofan, E.R., Hamilton, V.E., Janes, D.M., and Smrekar, S.E. (1997) "Coronae on Venus: Morphology and Origin" Venus II Bougher et al., eds., University of Arizona Press, Tucson, 1997

Книги и статьи

•  (англ.) The Face of Venus. The Magellan Radar Mapping Mission, by Ladislav E. Roth and Stephen D. Wall. NASA Special Publication, Washington, D.C. June 1995 (SP-520).
•  (англ.) Surface Modification on Venus as Inferred from Magellan Observations on Plains, by R. E. Ardvison, R. Greeley, M. C. Malin, R. S. Saunders, N. R. Izenberg, J. J. Plaut, E. R. Stofan, and M. K. Shepard. Geophisics Research 97, 13.303. (1992)
•  (англ.) The Magellan Imaging Radar Mission to Venus, by W. T. K. Johnson. Proc. IEEE 79, 777. (1991)
• Planetary Landscapes, 3rd Edition, by R. Greeley. Chapman & Hall. (1994)