Альба Монс - Alba Mons

Альба Монс
Альба Монс Викинг DIM.jpg
Викинг образ Альбы Монс. Рельеф вулкана на орбитальных снимках практически не виден. Широкая система трещин на восточной стороне вулкана (справа) называется Танталовые ямки. Более узкая система трещин на западном фланге - это ямки Альбы. (Цвет викинга MDIM 2.1)
Координаты40 ° 30′N 250 ° 24'E / 40,5 ° с. Ш. 250,4 ° в. / 40.5; 250.4Координаты: 40 ° 30′N 250 ° 24'E / 40,5 ° с. Ш. 250,4 ° в. / 40.5; 250.4[1]

Альба Монс (ранее известное как Альба Патера, термин, который с тех пор был ограничен кальдерой вершины вулкана;[2] также первоначально известный как Кольцо Аркадия[3]) это вулкан расположен в северной Фарсида регион планеты Марс. Это самый большой вулкан на Марсе по площади, с полями вулканических потоков, которые простираются как минимум на 1350 км (840 миль) от его вершины.[4] Хотя вулкан имеет пролет, сопоставимый с пролетом Соединенные Штаты, он достигает высоты всего 6,8 км (22 000 футов) в самой высокой точке.[5] Это примерно треть высоты Olympus Mons, самый высокий вулкан на планете.[6] Склоны Альба Монса имеют очень пологие склоны. Средний уклон северного (и самого крутого) склона вулкана составляет 0,5 °, что более чем в пять раз ниже, чем склоны на другом крупном склоне вулкана. Вулканы Фарсиды.[5][7] В широком плане Альба Монс напоминает обширный, но едва приподнятый рубец на поверхности планеты.[8] Это уникальная вулканическая структура, аналогов которой нет ни на Земле, ни где-либо еще на Марсе.[5]

Помимо большого размера и низкой облегчение, Альба Монс имеет ряд других отличительных черт. Центральная часть вулкана окружена неполным кольцом недостатки (грабен ) и переломы, называемые Альба Ямки на западном склоне вулкана и Танталовые ямки на восточном фланге. Вулкан тоже очень давно, хорошо сохранился. лава потоки, которые образуют радиальный узор из центральной области вулкана. Огромная длина некоторых отдельных потоков (> 300 км (190 миль)) подразумевает, что лавы были очень жидкими (низкими). вязкость ) и большой громкости.[9] Многие из потоков имеют отличительную морфологию, состоящую из длинных, извилистый гряды с прерывистыми центральными лавовыми каналами. На низких участках между хребтами (особенно на северном склоне вулкана) наблюдается разветвление мелких оврагов и каналов (сети долин ), которые, вероятно, образовались за счет стока воды.[10]

В Альба-Монс находятся одни из самых старых широко обнаженных вулканических отложений в Фарсида область, край. Геологические данные указывают на то, что значительная вулканическая активность закончилась намного раньше в Альба Монс, чем в Olympus Mons и Фарсис Монтес вулканы. Возраст вулканических отложений Альба Монс составляет от Гесперианский рано Амазонка[11] (примерно 3,6[12] до 3,2 миллиарда лет[13]).

Происхождение имени

В течение многих лет официальное название вулкана было Альба Патера. Патера (пл. патеры) является латинский для неглубокой поилки или блюдца. Этот термин применялся к некоторым нечетко очерченным кратерам с зубчатыми краями, которые на ранних изображениях космических аппаратов казались вулканическими (или некондиционными).влияние ) по происхождению.[14] В сентябре 2007 г. Международный астрономический союз (IAU) переименовал вулкан Альба Монс (гора Альба), сохранив название Альба Патера для двух центральных впадин вулкана (кальдеры ).[1] Тем не менее, в литературе по планетологии весь вулкан до сих пор обычно называют Альба Патера.[15]

MOLA топографический карта Альба Монс и окрестностей. Цвет главного здания - от красного до оранжевого; окружающий фартук окрашен в оттенки от желто-оранжевого до зеленого. Рельеф больше всего на севере, потому что вулкан пересекает дихотомия граница. Повышенная местность Ceraunius Fossae, лежащая под частью вулкана, простирается на юг ручкой.

Термин Альба происходит от латинский слово для белого и относится к облакам, которые часто наблюдаются над регионом с помощью наземных телескопов.[16] Вулкан был открыт Маринер 9 космический корабль в 1972 году и первоначально был известен как вулканический объект Альба[17] или Кольцо Аркадии[18] (относительно частичного кольца трещин вокруг вулкана). МАС назвал вулкан Альба Патера в 1973 году.[1] Вулкан часто называют просто Альбой, если понимать контекст.

Расположение и размер

Альба Монс сосредоточена на 40 ° 28′N 250 ° 24'E / 40,47 ° с. Ш. 250,4 ° в. / 40.47; 250.4 в Аркадия четырехугольник (МС-3). Большая часть западного склона вулкана расположена на прилегающей Диакрия четырехугольник (МС-2).[1] Потоки вулкана могут быть найдены на севере до 61 ° с.ш. и на юге до 26 ° с.ш. (на севере Четырехугольник фарсиды ). Если взять за основу вулкана внешнюю границу потоков, то Альба Монс имеет размеры с севера на юг около 2 000 км (1 200 миль) и максимальную ширину 3 000 км (1900 миль).[5] Он занимает площадь не менее 5,7 млн ​​км.2[19] и имеет объем около 2,5 млн км.3.[11] Вулкан возвышается над северной частью Выпуклость Фарсиды и настолько велик и геологически обособлен, что его можно рассматривать как целую вулканическую провинцию.[20][21]

Хотя Альба Монс достигает максимальной высоты 6,8 км (22000 футов) над уровнем моря, Датум Марса, разница высот между его вершиной и окружающей местностью (рельефом) намного больше на северной стороне вулкана (около 7,1 км (23 000 футов)) по сравнению с южной стороной (около 2,6 км (8 500 футов)). Причина этой асимметрии в том, что Альба сидит на дихотомия граница между покрытыми кратерами возвышенностями на юге и низменностями на севере. Равнины, лежащие под склоном вулкана, спускаются на север.[22] к Ваститас Бореалис, средняя высота поверхности которого составляет 4,5 км (15000 футов). ниже датум (-4,500 км (14 760 футов)). Южная часть Альба Монс построена на широком топографическом хребте с севера на юг, который соответствует изломанному рельефу времен Ноаха. Ceraunius Fossae[11] (на фото слева).

Физическое описание

MOLA преувеличенный рельефный вид центрального здания Альба Монс и купола вершины при взгляде с юга (вверху) и севера (внизу). Вертикальное преувеличение составляет 10x.

Размер и низкий профиль Альбы затрудняют визуальное изучение структуры, так как большая часть рельефа вулкана неразличима на орбитальных фотографиях. Однако между 1997 и 2001 гг. Орбитальный лазерный высотомер Марса (MOLA) инструмент Mars Global Surveyor космических аппаратов потребовалось более 670 миллионов[23] точные измерения высоты по всей планете. Используя данные MOLA, планетологи могут изучать тонкие детали формы вулкана и топография которые были невидимы на изображениях с более ранних космических кораблей, таких как Викинг.[11]

Центральный кальдерный комплекс Альба Монс. Кальдеры мелкие по сравнению с кальдерами на других Фарсида вулканы. Внутри более крупной кальдеры находится небольшой щит, увенчанный концентрическим круговым элементом (около центра). Изображение имеет диаметр около 200 км (120 миль) (ФЕМИДА дневная ИК мозаика).

Вулкан состоит из двух примерно концентрических компонентов: 1) центральное тело овальной формы с примерными размерами 1500 км (930 миль) на 1000 км (620 миль) в поперечнике, окруженное 2) обширным, почти ровным фартуком лавовых потоков, которые простирается еще на 1000 км (620 миль) или около того наружу. Центральное тело представляет собой главное топографическое сооружение вулкана, отмеченное ярко выраженным обрывом склона на внутренней границе перрона. На восток и запад от центрального здания простираются два широких веерообразных выступа (или плеч), которые придают вулкану его удлинение в направлении восток-запад.[11][24] Центральное сооружение имеет самые крутые склоны на вулкане, хотя они все еще составляют всего 1 °.[5] Гребень и верхние фланги здания рассечены частичным кольцом грабен которые являются частью Альбы и Танталовые ямки система переломов. Внутри кольца грабена находится кольцо очень низких и местами перевернутых склонов[5] которая образует плато, на вершине которого находится центральный купол в 350 км (220 миль) в поперечнике, увенчанный вложенными кальдера сложный.[24] Таким образом, центральное здание Альба Монс напоминает частично разрушенный щитовой вулкан с меньшим куполом вершины, сидящим наверху (на фото справа). Купол вершины имеет отчетливый наклон к востоку.

Комплекс кальдеры состоит из большой кальдеры размером около 170 км (110 миль) на 100 км (62 мили) в центре купола вершины. Меньшая кальдера в форме почки (примерно 65 км (40 миль) на 45 км (28 миль)) находится в южной половине большей. Обе кальдеры относительно мелкие,[4] достигая максимальной глубины всего 1,2 км (3900 футов).[6]

Более крупная кальдера ограничена на самом западном конце крутой полукруглой стеной высотой 500 м (1600 футов). Эта стена исчезает с северной и южной сторон кальдеры, где она похоронена вулканическими потоками, берущими начало в более молодой кальдере меньшего размера.[4] Меньшая кальдера повсюду очерчена крутой стеной, высота которой колеблется в пределах нескольких сотен метров. Стены обеих кальдер зубчатые, что свидетельствует о нескольких эпизодах проседание и / или массовое истощение.[11] Два маленьких щита или купола высотой в несколько сотен метров встречаются внутри большой кальдеры и рядом с ней. Щит внутри большой кальдеры составляет около 50 км (31 милю) в поперечнике. Он увенчан своеобразной концентрической круглой частью диаметром 10 км (6,2 мили).[11][24] (на фото слева).

Кальдеры образуются в результате обрушения после удаления и истощения магматического очага после извержения. Размеры кальдеры позволяют ученым сделать вывод о геометрии и глубине магматического очага под вершиной вулкана.[25] Мелководность кальдер Альбы по сравнению с теми, что видели на Olympus Mons и большинство других Фарсида вулканы подразумевают, что резервуар магмы Альбы был шире и мельче, чем у его соседей.[26]

Характеристики поверхности

Пыльная мантия на юго-западном краю небольшой кальдеры на Альба Монс (HiRISE ).

Большая часть центрального здания Альба-Монс покрыта слоем пыли толщиной примерно 2 м (6,6 фута).[27][28] Слой пыли виден на изображениях вершины с высоким разрешением (на фото справа). Местами пыль была вырезана ветром в обтекаемые формы и срезана небольшими оползнями. Однако некоторые отдельные участки пыли кажутся гладкими и не тронутыми ветром.[29]

Плотный пылезащитный покров также обозначается высоким альбедо (отражательная способность) и низкая тепловая инерция области. Марсианская пыль визуально яркая (альбедо> 0,27) и имеет низкую тепловую инерцию из-за небольшого размера зерна (<40 мкм (0,0016 дюйма)).[27][30] (См. Марсианская поверхность.) Однако тепловая инерция высока, а альбедо ниже на северных склонах вулкана и в области перрона дальше на север. Это говорит о том, что северные части поверхности Альбы могут содержать более высокое содержание дурь, песок и камни по сравнению с остальной частью вулкана.[30]

Высокая тепловая инерция также может указывать на наличие открытого водяного льда. Теоретические модели водного эквивалента водорода (WEH) из надтепловые нейтроны обнаружен Марс Одиссея Прибор нейтронного спектрометра (MONS) предполагает, что реголит чуть ниже поверхности на северном фланге Альбы может содержать 7,6% WEH по массе.[31] Эта концентрация может указывать на наличие воды в виде остатков льда или гидратированных минералов.[32] Альба-Монс - одна из нескольких областей на планете, которые могут содержать толстые отложения приповерхностного льда, сохранившиеся с более ранней эпохи (от 1 до 10 миллионов лет назад), когда Марс был осевой наклон (наклон) был выше и горные ледники существовали в средних широтах и ​​тропиках. В нынешних условиях водяной лед в этих местах нестабилен и имеет тенденцию к сублимировать в атмосферу.[33] Теоретические расчеты показывают, что остатки льда могут сохраняться на глубине до 1 м, если они покрыты материалом с высоким альбедо и низкой тепловой инерцией, например, пылью.[34]

Минеральный состав горных пород, составляющих Альба-Монс, трудно определить с орбитального исследования. спектрометрия отражения из-за преобладания поверхностной пыли по всему региону. Тем не менее, состав поверхности в глобальном масштабе может быть выведен из Марс Одиссея гамма-спектрометр (ГРС). Этот инструмент позволил ученым определить распределение водород (ЧАС), кремний (Si), утюг (Fe), хлор (Cl), торий (Th) и калий (K) на мелководье. Многомерный анализ данных GRS указывает на то, что Альба Монс и остальные Фарсида регион принадлежит к химически отличной провинции, характеризующейся относительно низким содержанием Si (19 мас.%), Th (0,58 pppm) и K (0,29 мас.%), но с содержанием Cl (0,56 мас.%) выше, чем в среднем на поверхности Марса.[35] Низкое содержание кремния свидетельствует о мафический и ультраосновной огненный камни, такие как базальт и дунит.

Альба Монс - маловероятная цель для беспилотных десантников в ближайшем будущем. Толстая мантия пыли закрывает нижележащую породу, вероятно, создавая на месте трудно найти образцы горных пород, что снижает научную ценность этого места. Слой пыли также может вызвать серьезные проблемы с маневрированием вездеходов. По иронии судьбы, регион саммита изначально считался основной резервной площадкой для приземления Викинг 2 посадочный модуль, потому что область казалась такой гладкой в Маринер 9 изображения, сделанные в начале 1970-х годов.[36]

Геология

Лист течет на северо-западном фланге Альба Монс. Обратите внимание на несколько перекрывающихся долей (ФЕМИДА ВИС)
Лавовые потоки простираются к северу и северо-западу от Альба Монс. Извилистые гребни представляют собой потоки, питаемые по трубкам и каналам. Слабые деградированные потоки и гряды на севере являются частью широкого лавового фартука Альбы (MOLA ).

Большая часть геологических работ на Альба-Монс была сосредоточена на морфологии лавовых потоков и геометрии разломов, пересекающих его фланги. Особенности поверхности вулкана, такие как овраги и сети долин, также были тщательно изучены. Эти усилия имеют общую цель - расшифровать геологическую историю вулкана и вулканотектонические процессы, вовлеченные в его образование. Такое понимание может пролить свет на природу и эволюцию недр Марса и историю климата планеты.

Потоки лавы

Альба-Монс отличается замечательной длиной, разнообразием и четкостью потоков лавы.[36] Многие из потоков исходят от вершины, но другие, кажется, берут начало из жерл и трещин на нижних склонах вулкана.[37] Отдельные потоки могут превышать 500 км (310 миль) в длину.[38] Лавовые потоки около вершинных кальдер кажутся значительно короче и уже, чем потоки в более отдаленных частях вулкана.[39] Два наиболее распространенных типа вулканических потоков на Альба-Монс - это пластовые потоки и потоки, питаемые по трубам и каналам.

Потоки листов (также называемые табличными потоками[38]) образуют несколько перекрывающихся лепестков с крутыми краями. У потоков обычно отсутствуют центральные каналы. Они имеют плоскую вершину и обычно имеют ширину около 5 км (3,1 мили) на верхних склонах вулкана, но становятся намного шире и выступают к своим нижним (дальним) концам.[37] Большинство из них, по-видимому, происходит около кольца разломов Альба и Танталус Фосса, но фактические отверстия для потоков пластовых потоков не видны и, возможно, были погребены их собственными продуктами.[9] Толщина потока была измерена для ряда потоков листов на основе данных MOLA. Толщина потоков колеблется от 20 м (66 футов) до 130 м (430 футов) и, как правило, самая большая на их дистальных краях.[40]

Второй основной тип потоков лавы на склонах Альба-Монса называется потоками с трубчатым и канальным питанием или гребневыми потоками.[38] Они образуют длинные извилистые гряды, расходящиеся наружу от центральной части вулкана. Обычно они имеют ширину от 5 км (3,1 мили) до 10 км (6,2 мили). Отдельный гребень может иметь прерывистый канал или линию ям, идущих вдоль гребня. Потоки с трубчатым и русловым питанием особенно заметны на западном склоне вулкана, где отдельные хребты прослеживаются на несколько сотен километров. Происхождение гребней неизвестно. Они могут образовываться путем последовательного наращивания застывшей лавы у устья канала или трубы, причем каждый импульс текущей лавы увеличивает длину хребта.[41]

В дополнение к двум основным типам потоков, вокруг Альба Монс присутствуют многочисленные недифференцированные потоки, которые либо слишком деградированы, чтобы их можно было охарактеризовать, либо имеют гибридные характеристики. Выступы с плоской вершиной, нечеткими краями и неровными поверхностями,[9][36] интерпретируемые как потоки лавы, распространены вдоль нижних склонов Альбы и становятся менее резкими по мере удаления от здания.[11] На изображениях с высоким разрешением многие потоки на верхних склонах вулкана, первоначально описанные как пластовые, имеют центральные каналы с гребнями, напоминающими дамбы.[42]

Морфология лавовых потоков может указывать на свойства расплавленной лавы, такие как реология и объем потока. Вместе эти свойства могут дать ключ к разгадке состава лавы и скорости извержения.[36] Например, лавовые трубки на Земле образуются только в лавах базальтовый сочинение. Кремнезем -богатые лавы, такие как андезит слишком вязкие для образования трубок.[9] Ранний количественный анализ лавовых потоков Альбы[37] указали, что лавы имели низкий предел текучести и вязкость и извергались с очень высокой скоростью. Необычно низкий профиль Альбы подсказал некоторым, что в строительстве вулкана участвовала чрезвычайно текучая лава, возможно коматииты, которые примитивны ультраосновной лавы, образующиеся при очень высоких температурах.[4] Однако более поздние исследования потоков, питаемых трубами и каналами, указывают на вязкость лав в диапазоне типичных базальтов (от 100 до 1 миллиона Па · с.−1).[43] Расчетный расход также ниже, чем предполагалось изначально, и составляет от 10 до 1,3 млн м3.3 в секунду. Нижний диапазон скорости извержения Альба Монс находится в пределах диапазона самых высоких наземных вулканических потоков, таких как 1984 г. Мауна-Лоа, Северный Квинсленд (Провинция Макбрайд ), а Река Колумбия базальты. Самый высокий диапазон на несколько порядков выше, чем скорость излияния любого земного вулкана.[42]

С конца 1980-х годов некоторые исследователи подозревали, что извержения Альба Монс включали значительное количество пирокластика (и, следовательно, взрывная активность) на ранних этапах его развития. Доказательства были основаны на наличии многочисленных сетей долин на северных склонах вулкана, которые, казалось, были вырезаны проточной водой (см. Ниже). Это свидетельство в сочетании с тепловая инерция данные, указывающие на то, что на поверхности преобладают мелкозернистые материалы, предполагают наличие легко разрушаемого материала, такого как вулканический пепел. Чрезвычайно низкий профиль вулкана также легче объяснить, если здание было построено в основном из отложений пирокластических потоков (игнимбриты ).[44][45][46]

Более свежие данные из Mars Global Surveyor и Марс Одиссея космический корабль не показал никаких конкретных доказательств того, что взрывные извержения когда-либо происходили в Альба-Монс. Альтернативное объяснение сетей долин на северной стороне вулкана состоит в том, что они образовались через подкапывающий или таяние богатой льдом пыли, осевшей во время относительно недавнего, Амазонка ледниковая эпоха.[11][47]

Таким образом, текущий геологический анализ Альба Монс предполагает, что вулкан был построен из лав с реологическими свойствами, подобными базальты.[48] Если на Альба-Монс произошла ранняя взрывная активность, свидетельства (в виде обширных отложений пепла) в основном погребены более молодыми базальтовыми лавами.[11]

Простой грабен и горсты в Танталовые ямки на восточном фланге Альба Монс. Линия кратеров ямы предполагает дренаж в подземные пустоты, возможно, образованные трещинами растяжения.[49] (ФЕМИДА ИК дневная мозаика).
Грабены образованы напряжениями растяжения (красные стрелки) в коре. Грабены состоят из долин с плоским дном, ограниченных противоположными разломами и часто разделенных возвышенными блоками, называемыми горстами.

Тектонические особенности

Огромная система трещин, окружающих Альба Монс, - пожалуй, самая яркая особенность вулкана.[5] Переломы тектонический особенности, указывающие подчеркивает на планете литосфера. Они образуются, когда напряжения превышают предел текучести породы, что приводит к деформации поверхностных материалов. Обычно эта деформация проявляется в виде скольжения по разломам, которые можно распознать на изображениях с орбиты.[50]

Тектонические особенности Альбы почти полностью протяженны,[51] состоящий из нормальных недостатки, грабен и напряжение трещины. Наиболее распространенные экстенсиональные особенности Alba Mons (и Марса в целом) просты. грабен. Грабены - это длинные узкие желоба, ограниченные двумя обращенными внутрь нормальными разломами, которые окружают разрушенный блок коры (на фото справа). У Альбы, пожалуй, самое яркое изображение простого грабена на всей планете.[52] Грабены Альбы имеют длину до 1000 км (620 миль) и ширину порядка 2–10 км (6,2 мили), а глубины от 100 м (330 футов) до 350 м (1150 футов). ).[53]

Трещины от растяжения (или суставы ) представляют собой элементы растяжения, возникающие, когда земная кора разрывается без значительного проскальзывания между разделенными массивами горных пород. Теоретически они должны выглядеть как глубокие трещины с острыми V-образными профилями, но на практике их часто трудно отличить от грабена, потому что их внутренняя часть быстро заполняется осыпь от окружающих стен для получения относительно плоских полов, напоминающих грабены.[52] Яма цепи кратеров (catenae), распространенные во многих грабенах на боках Альбы, могут быть поверхностным проявлением глубоких трещин растяжения, в которые просочился поверхностный материал.[50]

Кратеры ямы в Cyane Fossae, как видно HiRISE.

Грабен и трещины вокруг Альба Монс (в дальнейшем называемые просто разломами, если не указано иное) возникают скоплениями, которые носят разные названия в зависимости от их расположения относительно центра Альбы.[50] К югу от вулкана находится обширный регион с сильно трещиноватым ландшафтом, называемый Ceraunius Fossae, который состоит из примерно параллельных массивов узких разломов, ориентированных с севера на юг. Эти разломы расходятся по склонам вулкана, образуя неполное кольцо диаметром около 500 км (310 миль).[5] Множество разломов на западном фланге Альбы называется Альба Ямка, а разлом на восточном фланге. Танталовые ямки. К северу от вулкана разломы расширяются в северо-восточном направлении на многие сотни километров. Узор из разломов, изгибающихся вокруг боков Альбы, внешне напоминает структуру куска дерева, проходящего мимо узла.[54] Вся система разломов Ceraunius-Alba-Tantalus имеет длину не менее 3000 км (1900 миль) и ширину от 900 км (560 миль) до 1000 км (620 миль).[55]

Было предложено несколько причин разломов, включая региональные напряжения, создаваемые выпуклостью Фарсиса, вулканическими дайками и нагрузкой на земную кору самой Альба Монс.[5] Разломы Ceraunius и Tantalus Fossae примерно радиальны по отношению к центру Фарсида и, вероятно, являются ответом земной коры на оседание выпуклости Фарсиды. Разломы, окружающие вершину Альбы, могут быть результатом сочетания нагрузки со стороны постройки Альбы и подъема или поднятия магмы из подстилающей мантии.[51][53] Некоторые из трещин, вероятно, являются поверхностным выражением гигантского рои дамб радиальнее Фарсиды.[56][57] Изображение из научного эксперимента по визуализации высокого разрешения (HiRISE ) на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат (MRO) показывает линию ямочных кратеров без ободков в Cyane Fossae на западном фланге Альбы (на фото справа). Ямы, вероятно, образованные в результате обрушения поверхностных материалов в открытые трещины, образовавшиеся при проникновении магмы в подземные породы с образованием дамбы.[58]

Долины и овраги

Вид с высоким разрешением на сеть долин на северо-западном фланге Альба Монс. Более молодой разлом пересекает долины. Изображение имеет диаметр около 3 км (1,9 мили). (Mars Global Surveyor, MOC-NA)

На северных склонах Альба Монса есть многочисленные системы разветвленных каналов или сети долин которые внешне напоминают дренажные системы, образовавшиеся на Земле в результате дождя. Сети долины Альбы были обнаружены в Маринер 9 и Викинг изображения в 1970-х годах, и их происхождение долгое время было темой исследования Марса. Сети долин наиболее распространены в древних В возрасте Ноя южное нагорье Марса, но также встречается на склонах некоторых крупных вулканов. Сети долин на Альба Монс Амазонка по возрасту и, следовательно, значительно моложе, чем большинство жителей южных гор. Этот факт представляет проблему для исследователей, которые предполагают, что сети долин были вырезаны дождевым стоком в ранний, теплый и влажный период истории Марса.[59] Если бы климатические условия изменились миллиарды лет назад на сегодняшние холодный и сухой Марс (где невозможны дожди), как можно объяснить более молодые долины на Альба Монс? Разве сети долины Альбы формировались иначе, чем сети высокогорья, и если да, то как? Почему долины Альба Монс расположены в основном на северных склонах вулкана? Эти вопросы все еще обсуждаются.[60]

В Викинг изображения, сходство сетей долины Альбы с наземными плювиальный (осадки) долины довольно поразительны. Сети долин показывают мелкую текстуру, параллельно дендритному образцу с хорошо интегрированными долинами притоков и плотности дренажа сопоставимы с земными Гавайский вулканы.[10][61] Однако стереоскопические изображения со стереокамеры высокого разрешения (HRSC) на европейском Марс Экспресс орбитальный аппарат показывает, что долины относительно неглубокие (30 м (98 футов) или меньше) и больше напоминают ручьи или же овраги от прерывистой эрозии стока, чем долины, образовавшиеся в результате продолжительной эрозии.[62] Представляется вероятным, что долины на Альба Монс образовались в результате кратковременных эрозионных процессов, возможно, связанных с таянием снега или льда во время вулканической активности.[62][63] или кратковременным периодам глобального изменения климата.[11] (См. Характеристики поверхности выше.) Является ли эродированный материал ледяной пылью или рыхлый вулканический пепел все еще неизвестен.

Геологическая история

Лавовые потоки с центральными каналами на северо-западном фланге Альба Монс. Обратите внимание, что потоки лавы пересекаются разломами и грабеном, что указывает на то, что разломы моложе потоков (ФЕМИДА ВИС).

Хорошо сохранившиеся лавовые потоки и разломы Альбы обеспечивают отличную фотогеологическую запись эволюции вулкана. С помощью подсчет кратеров и основные принципы стратиграфия, Такие как суперпозиция и сквозные отношения геологам удалось реконструировать большую часть геологической и тектонической истории Альбы. Считается, что большая часть строительной вулканической активности в Альбе произошла в течение относительно короткого временного интервала (около 400 миллионов лет) истории Марса, охватывающего в основном эпохи позднего геспера и очень ранние амазонские эпохи. Разломы и образование грабенов в регионе происходили на двух ранних стадиях: одна предшествовала, а другая - одновременно с образованием вулкана. Две поздние стадии образования грабенов произошли после того, как вулканическая активность в значительной степени прекратилась.[21]

На основе изображений с орбитального аппарата Viking Orbiter вулканические материалы, связанные с образованием и эволюцией вулкана, были сгруппированы в Альба Патера. Формирование, который состоит из нижнего, среднего и верхнего члены.[11][64] Члены нижележащей стратиграфической толщи старше, чем вышележащие, в соответствии с Стено закон суперпозиции.

Самая старая часть (нижняя пачка) соответствует широкому лавовому фартуку, окружающему здание Альба Монс. Эта единица характеризуется набором невысоких хребтов с плоскими вершинами, которые образуют радиальный узор, простирающийся на сотни километров к западу, северу и северо-востоку от главного сооружения. Гряды интерпретируются как потоки лавы,[64] хотя границы потока сейчас ухудшились, и их трудно очертить. Широкие лавовые потоки с плоскими гребнями - характерные черты лавы. наводнение провинции на Земле (например, Базальт реки Колумбия ), которые образовались при высокой скорости извержения.[65] Таким образом, самая ранняя фаза вулканической активности в Альба Монс, вероятно, была связана с массивными эффузивными извержениями лав с низкой вязкостью, которые сформировали широкий плоский фартук вулкана.Лавовые потоки пласта фартука пересекают границу раннего и позднего геспера, извергнувшись примерно 3700–3500 миллионов лет назад.[11][13]

Средняя единица ранней Амазонки по возрасту составляет боковые стороны главного здания Альбы и регистрирует время более сфокусированной эффузивной активности, состоящей из длинных потоков, питаемых трубками и каналами. Распространение вулканов происходило в северном направлении, образуя две фланговые лопасти. (Видеть Olympus Mons и Фарсида для обсуждения распространения вулканов на Марсе.) Разломы и образование грабенов в Альбе и Танталус Фоссае происходили одновременно с лавовыми потоками. Любая ранняя взрывная активность вулкана могла произойти во время кульминации этой средней фазы активности, которая закончилась около 3400 миллионов лет назад.[11][13][66]

Самая молодая группа, также ранняя Амазонка, покрывает вершинное плато, купол и комплекс кальдеры. Этот период активности характеризуется относительно короткими пластовыми потоками и строительством вершинного купола и большой кальдеры. Эта фаза закончилась наклоном купола вершины на восток, что могло инициировать дополнительное образование грабенов в ямках Альба. Последними образовавшимися вулканическими образованиями были небольшой щит и кальдера на вершине. Намного позже, примерно от 1000 до 500 миллионов лет назад, произошла заключительная стадия разломов, которая, возможно, была связана с внедрением дамб и образованием цепочек ямовых кратеров.[11][13][66]

Классификация

Классификация вулкана Альба Монс не ясна. Некоторые работники описывают это как щитовой вулкан,[11][51] другие как низинные патеры[67] (в отличие от высокогорные патеры, которые представляют собой низменные древние вулканы с бороздчатыми отложениями пепла, расположенные в южной части марсианского нагорья), а третьи считают его уникальным вулканическим сооружением, уникальным для Марса.[5][9] Некоторые исследователи сравнивают Альбу Монс с короны структуры на планете Венера.[68][69] Альба Монс имеет некоторые общие черты с Syrtis Major вулканическое строение. (Видеть Вулканизм на Марсе.) Оба вулкана Гесперианский по возрасту, покрывают большие площади, имеют очень низкий рельеф и большие мелководные кальдеры. Также, как и Альба, Сиртис Майор показывает потоки лавы с гребнями из труб и каналов.[70] Потому что Альба Монс лжет противоположный Некоторые исследователи предположили, что образование вулкана могло быть связано с ослаблением земной коры в результате воздействия Эллады, которое привело к сильному сейсмические волны которые сосредоточены на противоположной стороне планеты.[71][72][73]

Интерактивная карта Марса

Ахероновые ямкиAcidalia PlanitiaАльба МонсAmazonis PlanitiaАония ПланицияАравия ТерраАркадия ПланицияArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumЭлизиум МонсЭлизиум ПланицияКратер ГейлаHadriaca PateraЭллас МонтесHellas PlanitiaHesperia PlanumКратер холденаIcaria PlanumИсидис ПланитияКратер ЕзероКратер ломоносоваLucus PlanumЛикус СульчиКратер ЛиотаLunae PlanumMalea PlanumКратер МаральдиMareotis FossaeMareotis TempeМаргаритифер ТерраКратер МиКратер МиланковичаNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeНоахис ТерраOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustraleПрометей ТерраProtonilus MensaeСиренумSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumТанталовые ямкиТемпе ТерраТерра КиммерияTerra SabaeaTerra SirenumФарсис МонтесTractus CatenaТиррен ТерраУлисс ПатераУраниус ПатераУтопия ПланицияValles MarinerisВаститас БореалисXanthe TerraКарта Марса
Изображение выше содержит интерактивные ссылкиИнтерактивная карта изображений из глобальная топография Марса. Парение ваша мышь над изображением, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы связать их. Цвет базовой карты указывает на относительную возвышения, по данным Лазерный альтиметр Mars Orbiter на НАСА Mars Global Surveyor. Белые и коричневые цвета указывают на самые высокие высоты (От +12 до +8 км); затем следуют розовые и красные (От +8 до +3 км); желтый это 0 км; зеленые и синие - более низкие высоты (до −8 км). Топоры находятся широта и долгота; Полярные регионы отмечены.
(Смотрите также: Карта марсоходов и Карта памяти Марса) (Посмотреть • обсуждать)


Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d "Альба Монс". Газетир планетарной номенклатуры. USGS Астрогеологический научный центр. Получено 2013-09-08.
  2. ^ "Альба Патера". Газетир планетарной номенклатуры. USGS Астрогеологический научный центр. Получено 2013-09-08.
  3. ^ Уоттерс, TR; Джейнс, DM (1995). «Короны Венеры и Марса: последствия для подобных структур на Земле». Геология. 23 (3): 200–204. Bibcode:1995Geo .... 23..200Вт. Дои:10.1130 / 0091-7613 (1995) 023 <0200: COVAMI> 2.3.CO; 2.
  4. ^ а б c d Каттермоул, 2001, стр. 85.
  5. ^ а б c d е ж грамм час я j Карр, 2006, стр. 54.
  6. ^ а б Плеща, Дж. Б. (2004). «Морфометрические свойства марсианских вулканов». J. Geophys. Res. 109 (E3): E03003. Bibcode:2004JGRE..109.3003P. Дои:10.1029 / 2002JE002031.
  7. ^ Бойс, 2008, стр. 104.
  8. ^ См. Carr, 2006, стр. 54, рис. 3.10 для MOLA профиль Альбы Монс по сравнению с Олимпом Монс. Разница в рельефе разительна.
  9. ^ а б c d е Greeley, R .; Спудис, П. (1981). «Вулканизм на Марсе». Rev. Geophys. Космическая физика. 19 (1): 13–41. Bibcode:1981RvGSP..19 ... 13G. Дои:10.1029 / rg019i001p00013.
  10. ^ а б Gulick, V.C .; Бейкер, В. (1990). «Происхождение и эволюция долин марсианских вулканов». J. Geophys. Res. 95 (B9): 14325–14344. Bibcode:1990JGR .... 9514325G. Дои:10.1029 / jb095ib09p14325.
  11. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п Иванов, М. А .; Head, J.W. (2006). "Альба Патера, Марс: топография, структура и эволюция уникального щитового вулкана позднего гесперианского и раннего амазонского периода". J. Geophys. Res. 111 (E9): E09003. Bibcode:2006JGRE..111.9003I. Дои:10.1029 / 2005JE002469.
  12. ^ Вернер, С.; Tanaka, K.L .; Скиннер, Дж. (2011). «Марс: эволюционная история северной низменности на основе подсчета кратеров и геологического картирования». Планета. Космические науки. 59: 1143–1165. Дои:10.1016 / j.pss.2011.03.022.
  13. ^ а б c d Hartmann, W.K. (2005). «Марсианский кратер 8: уточнение изохрон и хронология Марса». Икар. 174 (2): 317 Табл. 3. Bibcode:2005Icar..174..294H. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.11.023.
  14. ^ Russell, J.F .; Снайдер, C.W .; Киффер, HH (1992). Происхождение и использование марсианской номенклатуры в Марс, Е. Х. Киффер и другие., Ред .; University of Arizona Press: Tucson, AZ, p. 1312.
  15. ^ Поиск Google Scholar по астрономии и планетологии с 2007 по 2011 год выявил 106 применений Альба Патера по сравнению с 5 для Альбы Монс (по состоянию на 7 мая 2011 г.).
  16. ^ Хартманн, 2003, стр. 308
  17. ^ Масурский, H (1973). «Обзор геологических результатов с Mariner 9». J. Geophys. Res. 78 (20): 4009–4030. Bibcode:1973JGR .... 78.4009M. Дои:10.1029 / jb078i020p04009.
  18. ^ Карр, М. (1973). «Вулканизм на Марсе». J. Geophys. Res. 78 (20): 4049–4062. Bibcode:1973JGR .... 78.4049C. Дои:10.1029 / jb078i020p04049.
  19. ^ Каттермоул, П. (1990). «Развитие вулканических потоков в Альба Патера, Марс». Икар. 83 (2): 453–493. Bibcode:1990Icar ... 83..453C. Дои:10.1016 / 0019-1035 (90) 90079-о.
  20. ^ Франкель, 2005, стр. 134.
  21. ^ а б Танака, К. (1990). "Тектоническая история региона Марса Альба Патера – Церауниус Фосса". Лунный. Планета. Sci. Конф. 20: 515–523. Bibcode:1990LPSC ... 20..515T.
  22. ^ Jager, K. M .; Head, J. W .; Thomson, B .; McGovern, P.J .; Соломон, С. К. (1999). Альба Патера, Марс: определение характеристик с использованием данных лазерного альтиметра орбитального орбитального аппарата (MOLA) и сравнение с другими вулканическими сооружениями. 30-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1915. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1915.pdf.
  23. ^ Счетчик выстрелов MOLA. Сайт MIT MOLA. http://sebago.mit.edu/shots// (проверено 23 мая 2011 г.).
  24. ^ а б c Иванов, М.А .; Head, J.W. (2002). Альба Патера, Марс: оценка эволюции с помощью данных MOLA и MOC. 33-я Конференция по изучению Луны и планет. LPI: Хьюстон, Техас, Реферат № 1349. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1349.pdf.
  25. ^ Mouginis-Mark, P.J .; Harris, A.J .; Роуленд, С. (2008). Наземные аналоги кальдер вулканов Фарсида на Марсе в Геология Марса: данные наземных аналогов, М. Чепмен, Ред .; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 71.
  26. ^ Каттермоул, 2001, стр. 86.
  27. ^ а б Кристенсен, П.Р. (1986). «Региональные отложения пыли на Марсе: физические свойства, возраст и история». J. Geophys. Res. 91 (B3): 3533–3545. Bibcode:1986JGR .... 91.3533C. Дои:10.1029 / jb091ib03p03533.
  28. ^ Ruff, S.W .; Кристенсен, П. Р. (2001). Спектральный глобальный индекс пылевого покрова Марса от Термоэмиссионный спектрометр Данные. Первый семинар по посадке марсоходов 2003 г., Реферат № 9026. http://www.lpi.usra.edu/meetings/mer2003/pdf/9026.pdf.
  29. ^ Кестхейи, Л.П. (2006). Пыльная вершина вулкана Альба Патера. Веб-сайт HiRISE Университета Аризоны. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001510_2195. (проверено 18 мая 2011 г.).
  30. ^ а б Putzig, N.E. и другие. (2005). Глобальная тепловая инерция и свойства поверхности Марса из картографической миссии MGS. Икар, 173 Табл. 1, рис. 5, с. 331.
  31. ^ Feldman, W.C .; Mellon, M.T .; Gasnault, O .; Maurice, S .; Prettyman, T.H. (2008). Летучие вещества на Марсе: научные результаты нейтронного спектрометра Mars Odyssey в г. Марсианская поверхность: состав, минералогия и физические свойства. J.F. Bell III, Ed .; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 135 и Рис. 6.8. ISBN  978-0-521-86698-9.
  32. ^ Барлоу, Н. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 202. ISBN  978-0-521-85226-5.
  33. ^ Фермер, C.B .; Домс, П. (1979). «Глобальные сезонные колебания водяного пара на Марсе и последствия для вечной мерзлоты». J. Geophys. Res. 84 (B6): 2881–2888. Bibcode:1979JGR .... 84.2881F. Дои:10.1029 / jb084ib06p02881.
  34. ^ Feldman, W. C .; Prettyman, T. H .; Maurice, S .; Лоуренс, Д. Дж .; Pathare, A .; Milliken, R.E .; Трэвис Б. Дж. (2011). Поиск остатков водяного льда из прошлого ледникового климата на Марсе: нейтронный спектрометр Mars Odyssey. 42-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 2420. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2420.pdf.
  35. ^ Гасно, О. (2006). Неконтролируемое определение химически отличных провинций на Марсе. 37-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 2328. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2328.pdf.
  36. ^ а б c d Carr, M.H .; Greeley, R .; Blasius, K.R .; Гость, J.E .; Мюррей, Дж. Б. (1977). "Некоторые вулканические особенности Марса, как видно с орбитальных аппаратов викингов". J. Geophys. Res. 82 (28): 3985–4015. Bibcode:1977JGR .... 82.3985C. Дои:10.1029 / js082i028p03985.
  37. ^ а б c Каттермоул, П. (1987). «Последовательность, реологические свойства и скорость излияний вулканических потоков в Альба Патера, Марс». J. Geophys. Res. 92 (B4): E553 – E560. Bibcode:1987JGR .... 92E.553C. Дои:10.1029 / jb092ib04p0e553.
  38. ^ а б c Pieri, D .; Шнеебергер, Д. (1988). Морфология лавовых потоков в Альба Патера. 19-я Конференция по изучению Луны и планет, Аннотация № 1471. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1988/pdf/1471.pdf.
  39. ^ Schneeberger и Pieri, 1991, цит. По Макговерну. и другие., 2001.
  40. ^ Шокей, К.М .; Глазурь, L.S .; Балога, С. (2004). Анализ течений Альба Патера: сравнение сходств и различий. 35-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1154. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1154.pdf.
  41. ^ Карр, 2006, стр. 55–56.
  42. ^ а б Riedel, S.J .; Сакимото, С. Э. Х. (2002). Топографические ограничения MOLA на скорость излияния лавовых трубок для Альба Патера, Марс. 33-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1410. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1410.pdf.
  43. ^ Сакимото, S .; Crisp, J .; Балога, С. (1997). Ограничения извержения планетарных потоков лавы с трубчатым питанием. J. Geophys. Res., 102 6597–6614. Цитируется по Cattermole, 2001, p. 85.
  44. ^ Mouginis-Mark, P.J .; Зимбельман, Дж. Р. (1987). Каналы на Альба Патера, Марс: свидетельства полигенных извержений. 18-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1346. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1987/pdf/1346.pdf.
  45. ^ Mouginis-Mark, P.J .; Wilson, L .; Зимбельман, Дж. Р. (1988). «Полигенные извержения на Альба Патера, Марс: свидетельства эрозии русла пирокластических потоков». Бык. Вулканол. 50 (6): 361–379. Bibcode:1988БВол ... 50..361М. Дои:10.1007 / bf01050636.
  46. ^ Mouginis-Mark, P.J .; Wilson, L .; Зубер, М. (1992). Физическая вулканология в Марс, Е. Х. Киффер и другие., Ред .; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 247-248, и рис. 6.
  47. ^ Карр, 2006, стр. 56.
  48. ^ Schneeberger, D.M .; Пиери, округ Колумбия (1991). «Геоморфология и стратиграфия Альба Патеры, Марс». J. Geophys. Res. 96 (B2): 1907–1930. Bibcode:1991JGR .... 96.1907S. Дои:10.1029 / 90JB01662.
  49. ^ Карр, 2006, стр. 86, рис. 4.6.
  50. ^ а б c Banerdt, W.B .; Голомбек, М.П .; Танака, К. (1992). Напряжение и тектоника на Марсе в Марс, Е. Х. Киффер и другие., Ред .; University of Arizona Press: Tucson, AZ, pp. 248–297.
  51. ^ а б c Макговерн, П.Дж. и др. (2001). Расширение и подъем в Альба Патера, Марс: выводы из наблюдений MOLA и моделей нагрузки. J. Geophys. Res., 106(E10), 23 769–23 809.
  52. ^ а б Карр, 2006, стр. 86–87.
  53. ^ а б Cailleau, B .; и другие. (2003). «Моделирование вулканической деформации в региональном поле напряжений: последствия для образования структур грабенов на Альба Патера, Марс» (PDF). J. Geophys. Res. 108 (E12): 5141. Bibcode:2003JGRE..108.5141C. Дои:10.1029 / 2003JE002135.
  54. ^ Мортон, 2002, с.101-102.
  55. ^ Raitala, J (1988). «Сложная тектоника грабенов Альба Патера на Марсе». Земля, Луна и планеты. 42 (3): 277–291. Bibcode:1988EM&P ... 42..277R. Дои:10.1007 / bf00058491.
  56. ^ Скотт, E.D .; Wilson, L .; Глава III, J.W. (2002). «Размещение гигантских радиальных даек в районе Северной Фарсиды Марса». J. Geophys. Res. 107 (E4): 5019. Bibcode:2002JGRE..107.5019S. Дои:10.1029 / 2000JE001431.
  57. ^ Okubo, C.H .; Шульц, Р.А. (2005). Доказательства вторжения радиальной дамбы в фарсис на юго-востоке Альба Патера из топографии цепочек ямных кратеров на основе данных MOLA. 36-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1007. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1007.pdf.
  58. ^ Веб-сайт HiRISE Университета Аризоны. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010345_2150.
  59. ^ Craddock, R.A .; Ховард, А. Д. (2002). "Аргументы в пользу выпадения дождя на теплом, влажном раннем Марсе" (PDF). J. Geophys. Res. 107 (E11): 5111. Bibcode:2002JGRE..107.5111C. Дои:10.1029 / 2001JE001505.
  60. ^ См. Carr, M.H. (1996). Вода на Марсе; Oxford University Press: Oxford, UK, pp.90–92, для более подробного обсуждения.
  61. ^ Гулик, В. (2005). Пересмотр развития долины на марсианских вулканах с использованием данных MGS и Odyssey. 36-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 2345. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/2345.pdf.
  62. ^ а б Ансан, В .; Mangold, N .; Masson, Ph .; Нойкум, Г. (2008). Топография долинных сетей на Марсе: сравнение долин разного возраста. 39-я Конференция по изучению Луны и планет, Реферат № 1585. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1585.pdf.
  63. ^ Гулик, В. (2001). «Происхождение сетей долины на Марсе: гидрологическая перспектива». Геоморфология. 37 (3–4): 241–268. Bibcode:2001 Geomo..37..241G. Дои:10.1016 / s0169-555x (00) 00086-6. HDL:2060/20000092094.
  64. ^ а б Scott, D.H .; Танака, К. (1986). Геологическая карта западной экваториальной области Марса. Карта I – 1802 – A из серии «Разные расследования USGS».
  65. ^ Хупер, П. Р. (1988). Базальт реки Колумбия, в Базальты континентальных паводков, J. D. Macdougall, Ed .; Springer: New York, стр. 1–33 и Self, S .; Thordarson, T .; Кестхейи, Л. (1997). Размещение потоков базальтовой лавы континентального паводка, в Большие магматические провинции, Дж. Дж. Махони и М. Ф. Коффин, ред .; АГУ, Монография 100, стр. 381–410. Цитируется по: Иванов и Хед (2006), стр. 21.
  66. ^ а б Иванов и Хед (2006), рис.32.
  67. ^ Каттермоул, 2001, стр. 72
  68. ^ Barlow, N.G ​​.; Цимблман, Дж. Р. (1988). Венерианские короны: сравнение с Альба Патера, Марс. 19-я конференция по изучению луны и планет. Реферат № 1019. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1988/pdf/1019.pdf.
  69. ^ Watters, T.R .; Джейн, Д. (1995). «Короны Венеры и Марса: последствия для подобных структур на Земле». Геология. 23 (3): 200–204. Bibcode:1995Geo .... 23..200Вт. Дои:10.1130 / 0091-7613 (1995) 023 <0200: COVAMI> 2.3.CO; 2.
  70. ^ Woodcock, B.L .; Сакимото, С. Э. Х. (2006). Течение лавовых трубок: ограничения на максимальные устойчивые скорости извержения для крупных марсианских вулканических построек. 37-я Конференция по изучению Луны и планет, Тезисы № 1992. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1992.pdf.
  71. ^ Петерсон, Дж. Э. (март 1978 г.). «Антиподальные эффекты крупных бассейновых воздействий на Марс». Луна и планетология. IX: 885–886. Bibcode:1978ЛПИ ..... 9..885П.
  72. ^ Уильямс, Д. А .; Грили Р. (1991). «Формирование на Марсе антиподально-ударных территорий» (PDF). Луна и планетология. XXII: 1505–1506. Получено 2012-07-04.
  73. ^ Уильямс, Д. А .; Грили, Р. (1994). «Оценка антиподальных территорий на Марсе». Икар. 110 (2): 196–202. Bibcode:1994Icar..110..196W. Дои:10.1006 / icar.1994.1116.

дальнейшее чтение

  • Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конецки и Конецки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN  978-1-58834-074-0
  • Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN  978-0-521-87201-0.
  • Каттермоул, Питер, Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается; Oxford University Press: Оксфорд, Великобритания, ISBN  978-0-19-521726-1.
  • Франкель, Чарльз (2005). Миры в огне: вулканы на Земле, Луне, Марсе, Венере и Ио; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN  978-0-521-80393-9.
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: Таинственные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN  0-7611-2606-6.
  • Мортон, Оливер (2003). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN  0-312-42261-X.

внешняя ссылка