Х – структура планет Солнечной системы.

Сыромятников А. Г.

ВЕНЕРА

Венера – ближайшая к нам планета, имеющая близкие к Земле размеры и массу. К ней в наибольшей степени применима универсальная геокосмическая Х – структура коры Земли [1, 10]. Данная структура определяет положение горных пород в поверхностных слоях космических тел. Для близкой по массе Венеры отличия сказываются только в поправках на сферичность порядка отношения мощности коры к радиусу планеты. Поэтому Х – структуру Земли к Венере можно применять непосредственно. И в этом проявляется ее универсальность. Применительно к другим планетам земной группы – Марсу и Меркурию – необходимо учесть отличие по силе тяжести. Строение глубинных слоев Венеры можно определить по авторской методике прямо по снимкам ее поверхности. Метод состоит в построении гистограммы линеаментов рассматриваемого участка поверхности. Затем гистограмма по приведенному числу линеаментов Р_А(Н) в зависимости от их длины в км сопоставляется с кривой планетарной трещиноватости. При совпадении точек Р_А(Н) с кривой Р(Н) можно заключить о близком сходстве структур коры Венеры и Земли.

Данный подход рассмотрим для случая кратера Адамс на Венере по снимку, приведенному в [2] на рис. 4.1, с. 148. Там же ссылка на сайт оригинала.

Длина линеаментов определялась в масштабе 1 см – 56 км по данным о максимальной длине вулканического потока 600 км от кратерного вала. Кратер Адамс имеет овальную форму размером 100 × 80 км. Гистограмма длин линеаментов кратера Адамс приведена в таблице и на рис. 1.

Все линеаменты имели ширину около 3 км. Линеаменты длиной более 65 км принадлежат характерной кольцевой структуре кратера Адамс. Эта часть гистограммы обрабатывалась отдельно, полагая ее относящейся по большому масштабу длин ко второму слою. При этом общий коэффициент сжатия по длине положен равным 3, как и для Земли. На рис. 2 точки 2 слоя (кольцевой структуры кратера) – крестики – также легли на кривую планетарной трещиноватости. Нижняя точка №5 – по приведенной длине 28 км – лежит несколько ниже кривой, однако в силу переходного характера вблизи границы между слоями она может быть отнесена к 1 слою, и тогда точно ложится на кривую трещиноватости.

Рис. 1. Гистограмма длин линеаментов в км района кратера Адамс на Венере по [2]

Таблица.

В скобках указана приведенная длина второго слоя как в три раза меньшая длины рис. 1. Звездочкой отмечены значения приведенного числа линеаментов 2 слоя

№

Число линеаментов N

Длина линеамента, слой 1 (приведенная длина, слой 2), км

Приведенное число линеаментов Р_А(Н), %

Р(Н), %

Р_А(Н) – Р(Н), %

11.2

84 (28)

112 (37)

129 (43)

140 (47)

100 (14.5*)

46*

49*

55*

24.6

79.2

100

0.4

-4.2

среднее

-0.1 ± 1.6%

Надо сказать, что на Земле кратеры таких размеров встречаются крайне редко, и поэтому подобная обработка проводится впервые. Но результаты очень точные.

Рис. 2. Точки Р_А(Н) по таблице 1 – структура линеаментов кратера Адамс на Венере, крестики (кольцевой структуры кратера) – слой 2. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – длина линеамента в км. Нижний крестик – вблизи границы между 1 и 2 слоями

Вывод: Результаты обработки снимка поверхности Венеры в районе кратера Адамс показали точное сходство структуры коры Венеры с корой Земли по универсальной кривой планетарной трещиноватости. То же имеет место и для подкорового слоя верхней мантии Венеры. При этом структура подкорового слоя оказалась определена по линеаментам кольцевой структуры кратера. Это говорит скорее о внутрипланетном происхождении кратера.

МАРС

Давление атмосферы 0.01 атм. (земных атмосфер). Температура от -70º С до +15º С, в среднем -28º C (245 K). При скорости ветра 100 м/с давление эквивалентно напору ветра в земной атмосфере скоростью 10 м/с. В кратерах порода – кремнезем [11] – песок с гидратами железа красно-бурого цвета. Марсоход обнаружил гипс. Это означает наличие в прошлом большого количества несвязанной воды.

Участок марсианских каньонов [3], рис.15, с. 96.

Рис. 3. Гистограмма длин линеаментов марсианских каньонов [3], рис. 15, с. 96

Таблица 2.

№

Число линеаментов N

Длина линеамента, км

Приведенное число линеаментов Р_А(Н), %

10.3

15.5

41.4

77.6

10.6

18.4

23.3

31.0

39.54

52.6*

63*

Рис. 4. Точки Р_А(Н) по табл. 2 – структура линеаментов марсианских каньонов без учета коэффициента расширения. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – длина линеамента в км

Точки №1-5 и №6-7 обрабатывались отдельно в привязке к типовой кривой Р(Н) по наибольшей длине линеамента для каждого набора точек.

Таблица 3.

Пересчет к условиям Марса в 2.5 раза меньшей тяжести с масштабным коэффициентом 1.4

№

Число линиаментов N

Длина линиамента, км

Приведенная длина линеамента к условиям Марса по масштабному коэффициенту расширения 1.4, км

Приведенное число линиаментов Р_А(Н), %

Р(Н), %

Р_А(Н) – Р(Н), %

10.3

15.5

41.4

7.4

11.1

19.3

21.5

25.6

29.6

39.6

3.8

6.5

8.2

30.7

3.1

12.7

29.9

0.7

1.5

-3.8

-1.7

0.8

среднее

-0.4 ± 1.7 %

Поправка на сферичность для Марса очень мало отличается от поправки для Земли. Поэтому в расчете планетарной трещиноватости для Марса была принята кривая с поправкой на сферичность для Земли. В итоге по рис. 5 получено удовлетворительное соответствие рельефа Марса и Земли. Несколько повышенные значения Р_А(Н) для 6 – 11 км означают накопление наносов в зоне марсианских каньонов, такое же имеет место в

Рис. 5. Точки Р_А(Н) по табл. 2 – структура линеаментов марсианских каньонов с масштабным коэффициентом расширения 1.4. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

дельте Волги на Земле. По [3] зона марсианских каньонов длиной в сотни км, шириной несколько сот метров и глубиной в тысячи метров несет следы проявления эрозии. «И хотя на Марсе сейчас вода находится только в твердой и газовой фазах, несомненно, ее присутствие в недалеком прошлом, что подтверждается существованием сети эрозионных борозд – сухих русел рек и оврагоподобных линейных форм, как это отчетливо можно видеть в прибровочных полосах огромных каньонов». Так что наше заключение по кривой рис. 4 о наносах вполне обосновано.

Толщина коры Марса по критерию Р(Н) = 50 % кривой планетарной трещиноватости по рис. 5. с учетом масштабного расширения 1.4 составила 62 км Отношение плотности Земли к плотности Марса также составляет 5.52/3.94 = 1.40.

Таблица 4.

Х – Структура марсианских каньонов по профилю рельефа [3], рис. 15, с. 96

№

Площадь профиля, отн. ед.

Высота профиля, футов

Приведенная высота профиля марсианских каньонов, км

Приведенная площадь профиля Р_А(Н), %

Р(Н), %

Р_А(Н) – Р(Н), %

13.5

208.5

350.3

601

790

21667

20000

14545

11700

9090

3636

4.7

8.3

19.3

26.7

37.7

0.9

13.7

23.1

39.6

12.7

40.7

52.7

-2.1

2.1

-1.1

-0.7

среднее

-0.1 ± 1.5%

Рис. 6. Точки Р_А(Н) по табл. 4 – структура профиля марсианских каньонов. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная высота рельефа в км

По профилю марсианских каньонов соответствие с кривой планетарной трещиноватости на рис. 6 произведено независимо. Это подтверждает расчет с масштабным коэффициентом 1.4 для Марса.

Ниже эти данные применены к высочайшей вершине Марса – горе Олимп высотой 27 км и диаметром у основания 550 км.

Рис. 6а. Точки Р_А(Н) по табл. 4а – структура линеаментов горы Олимп на Марсе по снимку на с. 381 [7] с масштабным коэффициентом расширения 1.4. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

Рис. 6б. Точки Р_А(Н) – структура линеаментов горы Олимп на Марсе по снимку на с. 381 [7] с масштабным коэффициентом расширения 1.3. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

Из рис. 6б (а также рис. 6а) видно, что до 40 км по приведенной длине Н (52 км глубины от поверхности Марса) в пределах толщины коры Марса 55 км по структуре линеаментов горы Олимп есть удовлетворительное соответствие с кривой планетарной трещиноватости. Глубже 50 км точки лежат существенно выше кривой, что означает повышенную трещиноватость, как это видно на снимке кратера горы Олимп диаметром 50 км.

Таблица 4а.

№

Число линеаментов N

Длина линеамента, км

Приведенная длина линеамента к условиям Марса по масштабному коэффициенту расширения 1.4, км

Приведенное число линеаментов Р_А(Н), %

100

110

120

21.4

26.6

35.7

57.1

64.3

71.4

78.6

12.7

31.8

44.5

65.6

76.2

84.7

86.8

97.4

Ниже проведен расчет структуры горы Олимп на Марсе по карте Космогеологического атласа Марса 1 : 5 000 000 (Каттерфельд, 2002). Результат расчета приведены в табл. 4б, в и рис. 6в, г.

Табл. 4б.

№

Число линеаментов (кратеров) N

Длина линеамента, км

Приведенная длина линеамента к условиям Марса по масштабному коэффициенту расширения 1.4, км

Сумма чисел N

Сумма чисел N за выче

том сред

него 10 у №1 (по кратерам)

Приведенное число линеа

ментов Р_А(Н), %

22(5)

1(1)

22(5)

0(0)

1(0)

2(1)

5(1)

12.8

19.2

25.5

31.9

38.3

44.7

51.0

63.6

76.5

88.3

102.0

9.1

12.7

18.2

22.8

27.3

31.9

36.4

45.5

54.6

63.7

72.8

81.9

91.0

100

10.6

11.8

28.6

35.5

36.1

Среднее

~ 10

Табл. 4в.

№

Число линеаментов(кратеров) N

Длина линеамента, км

Приведенная длина линеамента к условиям Марса по масштабному коэффициенту расширения 1.3, км

Сумма чисел N

Сумма чисел N за выче

том сред

него 10 у №1 (по кратерам)

Приведенное число линеа

ментов Р_А(Н), %

22(5)

1(1)

22(5)

0(0)

1(0)

2(1)

5(1)

12.8

19.2

25.5

31.9

38.3

44.7

51.0

63.6

76.5

88.3

102.0

9.8

14.8

19.7

24.6

29.5

34.4

39.2

100

7.6

10.8

20.5

38.6

39.2

46.7

Среднее

~ 10

По табл. 4б,в видно, что среднее (в колонке №5 внизу) соответствует числу кратеров 10 (колонка №2). Поэтому для устранения произвольного влияния метеоритных кратеров при расчете это среднее было вычтено из сумм по №1. В результате оказалось, что наилучшее соответствие с кривой планетарной трещиноватости достигается при масштабном коэффициенте 1.3 как и по снимку выше. Некоторое отличие в районе 20 км по приведенной длине (26 км нормальной длины). Это связано, по-видимому, с наносами 26 км мощности. Напомним, что высота горы Олимп 27 км той же величины.

Рис. 6в. Точки Р_А(Н) – структура линеаментов горы Олимп на Марсе за вычетом среднего по карте Космогеологического атласа Марса 1 : 5 000 000 (Каттерфельд, 2002) с масштабным коэффициентом расширения 1.4. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

Рис. 6г. Точки Р_А(Н) – структура линеаментов горы Олимп на Марсе за вычетом среднего по карте Космогеологического атласа Марса 1 : 5 000 000 (Каттерфельд, 2002) с масштабным коэффициентом расширения 1.3. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

МЕРКУРИЙ

Меркурий – ближайшая к Солнцу планета земной группы. Диаметр Меркурия 4878 км [5], плотность 5.41 Г/см³. Обращенная к солнцу сторона планеты очень сильно нагрета, а через пол-оборота остывает до низких температур. При этом средняя температура порядка земной. На обращенной к солнцу стороне температура 430º С, а на обратной стороне -263º С. Средняя температура 83º С. Несмотря на пониженную гравитацию в 2.7 раза меньше Земли скачок силы тяжести можно принять порядка земного и венерианского. Результирующий масштабный коэффициент принят ниже равным 1.14 как для Венеры. Расчет по кривой планетарной трещиноватости проведен для моря Юпитера по рис. 18 на с. 176 [5].

Таблица. 5. Результаты обработки снимка моря Юпитера на Меркурии Маринером 10 в 1974 г. по геолого-морфологической карте, приведенной на рис. 18, с. 176 [5]

№

Число линеаментов N

Длина линеаментов и кольцевых структур, км

Приведенная длина линеаментов и кольцевых структур, км

Приведенное число линеаментов Р_А(Н), %

Р_А(Н) – Р(Н), %

120

28.1

35.1

56.1

84.2

105.3

17.3

74.6

-7.7

Среднее по №1 – 6

0.5 ± 4.2 %

Структура линеаментов и кратеров Меркурия центрирована по планетарной трещиноватости при дисперсии 4.2%. По – видимому, метеориты, образующие подавляющее число кратеров диаметром до 30 км (которые в гистограмме на рис. 7 не приведены), приводят к увеличению разброса по кривой как дополнительный фактор.

По рис. 8 кора Меркурия такая же, как у Земли 48 км.

Рис. 7. Гистограмма длин линеаментов и кольцевых структур моря Юпитера на Меркурии

Рис. 8. Точки Р_А(Н) по табл. 5 – структура линеаментов и кольцевых структур моря Юпитера на Меркурии с масштабным коэффициентом 1.14. Кривая Р(Н)– прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность Меркурия). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

Согласно [11] в глубоких кратерах у полюсов может быть лёд. Для выяснения этого к 2012 г. на орбиту Меркурия должны быть выведены два зонда.

УРАН

МИРАНДА

Уран обращается вокруг Солнца за 84 года. Спутник Урана Миранда имеет темную поверхность и покрыт слоем льда, имеет диаметр 480 км [4] в 26.7 раз меньше диаметра Земли. Однако, поскольку его температура близка к нулю, общий коэффициент приведения к масштабу Х – структуры не должен существенно отличаться от1-2.

Таблица 6. Область глубоких каньонов до 20 км в центре рис. 1 на с. 137 [6] размером 120 × 180 км. Пересчет к условиям Миранды с коэффициентом 1.96

№	Число линеаментов Миранды в области «шевронного» рельефа в центре рис.1 на с.137 [6] N	Длина линеамента, км	Приведенная длина линеамента к условиям Миранды по коэффициенту расширения 1.96, км	Приведенное число линеаментов Р_А(Н), %	Р(Н), %	Р_А(Н) – Р(Н), %
1 2 3 4 5 6	2 1 3 7 6 1	18 30 36 48 60 72	9.2 15.3 18.4 24.5 31.3 36.7	6.4 9.5 19.1 41.3 60.3 63.5	7 12.7 18.8 35.2 51.5 63	-0.6 -3.2 0.4 6.1 8.8 0.5
				Среднее /кроме №5/		0.64 ± 3.4 %
Участок «шевронного» рельефа Миранды (с двумя кратерами) длиной 132 км по рис.26, с.138 [5]
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12	11 5 8 2 10 12 3 3 1 3 1 2	8.8 10.6 12.3 14.1 17.6 19.5 21.1 22.7 24.4 26 27.6 32.5	4.4 5.3 6.2 7.1 8.8 9.8 10.6 11.3 12.2 13 13.8 16.3	2.3 3.3 5 5.5 7.5 10 10.6 11.2 11.7 12.1 12.3 12.7		0.7 0.5 -0.3 0.2 -0.4 1.8 2.4 2.5 1.9 0.7 -0.4 -0.5
				Среднее		0.76 ± 1.1 %

В табл. 6 не включены два кратера диаметром 6-7 км.

Рис. 8а. Гистограмма длин линеаментов области «шевронного» рельефа глубоких каньонов Миранды до 20 км в центре рис. 1 на с. 137 [6] размером 120 × 180 км и по рис. 26, с. 138 [5]. Пересчет к условиям Миранды с масштабным коэффициентом 1.96

Участок «шевронного» рельефа Миранды (с двумя кратерами) длиной 132 км по рис. 26, с.138 [5]

Область глубоких каньонов до 20 км в центре снимка на рис. 1 [6, с. 137] размером 120 × 180 км.

Рис.9. Точки Р_А(Н) по табл. 6 – структура линеаментов области «шевронного» рельефа каньонов Миранды – спутника Урана. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность Миранды). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

Из рис. 9 видно, что начиная с 10 км по приведенной длине – с 20 км длины (глубины) степень трещиноватости Миранды идет существенно выше ее кривой планетарной трещиноватости. Это означает, что Миранда была очень активна геологически, и точно соответствует наличию в рассматриваемой области «шевронного» рельефа глубоких сбросовых каньонов глубиной 20 км [6]. Разрешение изображений «Вояджера – 2» менее 1 км.

ЮПИТЕР

ЕВРОПА

Спутник Юпитера Европа имеет диаметр 3122 км, плотность 3.02 Г/см³ и максимальную температуру 125К. На поверхности имеются следы гейзеров и вулканов, а метеоритных кратеров нет вообще. Толщина льда оценивается в 16 км. Подо льдом – океан воды в количестве наибольшем во всей Солнечной системе.

Обработан снимок участка размером 360 на 770 км.

Таблица 7. Участок спутника Юпитера Европы размером 360 на 770 км.

№

Число линеаментов Европы [5] N

Длина линеамента, км

Приведенное число линеаментов Р_А(Н), %

Р(Н), %

Р_А(Н) – Р(Н), %

100

63.5

100

-2

6.5

-8

-3

среднее

0.2 ± 5%

Рис. 11. Структура линеаментов участка размером 360 на 770 км Европы – спутника Юпитера. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность Европы). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км

Рис. 12. Гистограмма линеаментов участка размером 360 на 770 км Европы – спутника Юпитера.

ЛУНА

По своему диаметру 3476 км Луна близка к Европе 3122 км.

Температура поверхности Луны колеблется от +170°С в точке над которой Солнце стоит в зените до - 170°С с противоположной стороны [3], так что средняя температура 0°С близка к средней температуре Земли. Ее кривая планетарной трещиноватости имеет такие же поправки на сферичность, как и у Европы. Ниже обработан снимок гигантского разлома в середине лунных Альп 1967 г.

Рис. 13. Гистограмма линеаментов гигантского разлома в середине лунных Альп

по снимку 1967 г. на с. 210 [7]

Рис. 14а, б. Структура линеаментов гигантского разлома в середине лунных Альп по снимку 1967 г. на с. 210 [7]. Кривая Р(Н) – прогнозная кривая планетарной трещиноватости для Земли (с поправкой на сферичность). Н – глубина в км, а для точек – приведенная длина линеамента в км. Пересчет к условиям Луны с масштабным коэффициентом 1.09

По степени трещиноватости данный участок с глубинным разломом до 100 км длиной располагается выше кривой лунной планетарной трещиноватости, что и должно быть. Толщина коры Луны по 50% Р(Н) по этим данным 42/1.09 = 38.5 км. Для сравнения: согласно табл. 6 [3] мощность анартозитовой коры Луны достигает 30 км (по М. Рихтенштейну, 1975).

Таблица 8. Сводные данные предварительных результатов расчетов по моделям планет Солнечной системы и их спутников

№	Планета/спутник	Диаметр, км	Участок поверхности	Отклонение от кривой планетарной трещинова- тости (ПТ), %	Масштабный коэффициент К	Толщина коры по кривой ПТ, км
1	Земля	12756		0.9-1.6	1	44.1
2	Луна	3476	Лунные Альпы, разлом		0.92	40
3 4 5	Марс	6786	Каньоны - по линеаментам, - по профилю; гора Олимп	-0.4 ± 1.6 -0.1 ± 1.5 0 ± 1.6 (до 50 км)	1.4 1.4 1.3-1.4	62 62 57
6	Венера	12102	Район кратера Адамс литосфера	-0.1 ± 1.6	1-1.14	43
7	Меркурий	4878	Море Юпитера	0.5 ± 4.2	1.14	40
8	Юпитер/Европа	3122		0.2 ± 5	1	44
9 10	Уран/Миранда	480	Каньоны, шевронный рельеф длиной 132 км	0.6 ± 3.4 0.8 ± 1.1	1.96	86.4
11	Солнце	1400000		5	15	662^*)

^* - при 700 км глубины дна солнечного пятна ниже фотосферы.

По рис. 15 видно, что толщина коры планет земной группы, а также Европы – спутника Юпитера – примерно одинакова. При этом все они имеют масштабный коэффициент порядка 1. Наиболее мощная кора у Марса – 62 км, что связано с повышенным масштабным коэффициентом 1.4. Наибольшая мощность коры – у спутника Урана Миранды 86 км – также с максимальным масштабным коэффициентом около 2. Это сопоставимо с наибольшей мощностью земной коры до 80 км.

Рис. 15. Толщина коры планет/спутников Солнечной системы согласно универсальной геокосмической Х – структуре

Заключение

Пожалуй, один из главных выводов данной работы состоит в том, что центрирование характеристик планет по кривой планетарной трещиноватости достигается во всех случаях за счет поправки на сферичность. Эта поправка порядка 1% для Земли растет пропорционально уменьшению радиуса планеты согласно формуле для трехмерного солитона. Поэтому точное соответствие планетных данных расчетной кривой планетарной трещиноватости с поправкой на сферичность для Марса, Меркурия, Европы и др. со всей достоверностью показывает справедливость и универсальность солитонного механизма формирования коры и подкорового слоя планет.

Литература

1. A. G. Syromyatnikov and Yu. A. Zakoldaev To the question of isostasis of the Earth`s crust and upper mantle. Materiály VII mezinárodni vĕdecko – praktická konference “Aktuálni vymoženosti vĕdy – 2011”, - Dil 17. Ekologie. Zemĕpis a geologie. Chemie a chemická technologie: Praha. Publishing House “Education and Science” s.r.o – 96 stran. Stran. 43-50.

2. К. К. Хазанович – Вульф Диатремовые шлейфы астроблем или «»болидная модель» образования кимберлитовых трубок. Петрозаводск: изд-во ГЕОМАСТЕР, 2007. – 272 с.

3. А. Е. Криволуцкий Рельеф и недра Земли. – М.: изд-во «Мысль», 1977. – 300 с.

4. Schechter B. – Physics Today, August 1986, p. 17.

5. Г. Н. Каттерфельд пять лекций по астрогеологии и планетологии. – Изд-во Международного фонда истории науки, С. – Петербург, 2002. – 244 с. Второй выпуск: 2002.

6. Б. Шехтер «Вояджер» посетил Уран и исследовал его кольца и спутники. – В кн. Физика за рубежом 1988: Серия А (исследования): Ф-50 Сборник статей. Пер. с англ., франц. – М.: Мир, 1988. – 216 с., ил.

7. О. Н. Коротцев Астрономия: Популярная энциклопедия. – СПб: Азбука – классика. 2003. – 736 с.

8. У. И. Моисеенко, А. А. Смыслов Температура земных недр. – Л.: Недра, 1986. – 180 с.

9. Р. М. Деменицкая Кора и мантия Земли. – Изд. «Недра», М., 1967, 279 с.

10. А. Г. Сыромятников, Ю. А. Заколдаев Глубинное распределение горных пород согласно геокосмической универсальной Х – структуре земной коры и верхней мантии. – СПб: Петрополис, 2011. – 100 с.

11. С. Зигуненко Тайны жизни во Вселенной. – М.: изд-во Оникс, 2008. – 320 с., ил. (библиотека открытий).