Кобыла Acidalium quadrangle - Mare Acidalium quadrangle
 Карта четырехугольника Mare Acidalium из Лазерный высотомер Mars Orbiter (MOLA) данные. Самые высокие отметки - красные, а самые низкие - синие. | |
| Координаты | 47 ° 30′N 30 ° 00'з.д. / 47,5 ° с.ш.30 ° з.Координаты: 47 ° 30′N 30 ° 00'з.д. / 47,5 ° с.ш.30 ° з. |
|---|---|
В Кобыла Acidalium quadrangle является одним из серии 30 карт четырехугольника Марса используется Геологическая служба США (USGS) Программа исследований в области астрогеологии. Четырехугольник расположен в северо-восточной части западного полушария Марса и охватывает от 300 ° до 360 ° восточной долготы (от 0 ° до 60 ° западной долготы) и от 30 ° до 65 ° северной широты. В четырехугольнике используется Конформная проекция Ламберта в номинальном масштабе 1: 5 000 000 (1: 5M). Четырехугольник Mare Acidalium также упоминается как MC-4 (Mars Chart-4).[1]
Южная и северная границы четырехугольника имеют ширину примерно 3065 км и 1500 км соответственно. Расстояние с севера на юг составляет около 2050 км (немного меньше, чем длина Гренландии).[2] Четырехугольник занимает площадь примерно 4,9 миллиона квадратных километров, или чуть более 3% площади поверхности Марса.[3] Большая часть региона называется Acidalia Planitia Встречается в Acidalium quadrangle. Части Tempe Terra, Аравия Терра, и Chryse Planitia тоже находятся в этом четырехугольнике.
В этой области много ярких пятен на темном фоне, которые могут быть грязевыми вулканами. Есть также несколько оврагов, которые, как полагают, образовались относительно недавними потоками жидкой воды.[4]
Происхождение имени
Mare Acidalium (Ацидалийское море) - это название телескопическая функция альбедо расположен на Марсе под 45 ° северной широты и 330 ° восточной долготы. Объект был назван в честь колодца или фонтана в Беотии, Греция. Согласно классической традиции, это место, где Венера и Грации купались.[5] Название было одобрено Международный астрономический союз (IAU) в 1958 году.[6]
Физиография и геология
В четырехугольнике есть много интересных особенностей, включая овраги и возможные береговые линии древнего северного океана. Некоторые участки густо наслоены. Граница между южным нагорьем и северной низменностью проходит через Маре Ацидалиум.[7] "Лицо на Марсе, "представляющий большой интерес для широкой публики, расположен около 40,8 градуса северной широты и 9,6 градуса западной долготы, в районе под названием Кидония. Когда Mars Global Surveyor осмотрел его с высоким разрешением, лицо оказалось просто эродированной средой.[8] Mare Acidalium содержит Касей Валлес система каньонов. Эта огромная система в некоторых местах достигает 300 миль в ширину - на Земле Большой Каньон всего 18 миль в ширину.[9]
Овраги
В HiRISE На изображении Acidalia Colles ниже показаны овраги в северном полушарии. На крутых склонах встречаются овраги, особенно кратеры. Считается, что овраги относительно молоды, потому что у них мало кратеров, если они вообще есть, и они лежат на вершинах песчаных дюн, которые сами по себе молодые. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Хотя для их объяснения было выдвинуто множество идей, наиболее популярными являются жидкая вода, поступающая из водоносный горизонт или осталось от старого ледники.[4]
Acidalia Colles Овраги и другие особенности с точки зрения HiRISE Масштабная линейка имеет длину 1000 метров.
Контекст для следующего изображения Кратер Бамберг. Поле показывает, откуда взялось следующее изображение. Это CTX-изображение с орбитального аппарата Mars Reconnaissance Orbiter.
Овраги и массивные потоки материала, как видно из HiRISE под Программа HiWish. На следующих двух изображениях овраги увеличены. Расположение - кратер Бамберг.
Крупный план некоторых оврагов, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish
Крупный план другого оврага на том же снимке HiRISE. Снимок сделан в программе HiWish.
Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish
Овраги в кратере, вид HiRISE по программе HiWish
Крупный план оврагов в кратере с предыдущего изображения. Изображение снято HiRISE в рамках программы HiWish.
Овраги на стене кратера, видимые HiRISE в рамках программы HiWish. Местоположение - четырехугольник Mare Acidalium.
Крупный план каналов оврагов, как их видит HiRISE в программе HiWish. На этом изображении показано множество обтекаемых форм и несколько скамеек вдоль канала. Эти особенности предполагают образование под действием проточной воды. Скамейки обычно образуются, когда уровень воды немного понижается и остается на этом уровне какое-то время. Снимок сделан с помощью HiRISE в программе HiWish. Расположение - четырехугольник Mare Acidalium. Обратите внимание, что это увеличение предыдущего изображения.
Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish
Овраги глазами HiRISE в рамках программы HiWish
Есть доказательства для обеих теорий. Большинство головок ниш оврагов расположены на одном уровне, как и следовало ожидать от водоносного горизонта. Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода могла существовать в водоносном горизонте на обычных глубинах, где начинаются овраги.[10] Один из вариантов этой модели состоит в том, что поднимающаяся горячая магма могла растопить лед в земле и заставить воду течь в водоносные горизонты. Водоносные горизонты - это слои, которые позволяют воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Этот слой будет располагаться поверх другого слоя, который предотвращает стекание воды (в геологических терминах он будет назван непроницаемым). Захваченная вода может течь только в горизонтальном направлении. Затем вода может вытекать на поверхность, когда водоносный горизонт достигает разлома, как стена кратера. Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хороший пример - "Плачущий камень" в Национальный парк Зайон Юта.[11]
С другой стороны, есть доказательства альтернативной теории, потому что большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как считается, представляет собой смесь льда и пыли. Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов сглаживает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. При определенных условиях лед может таять и стекать по склонам, образуя овраги. Поскольку на этой мантии мало кратеров, она относительно молода. Отличный вид этой мантии - на картинке Кратер Птолемея Обод в глазах HiRISE.
Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. В более низких широтах вода возвращается на землю в виде отложений изморози или снега, обильно смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит много мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, затем более тяжелые частицы с водяным покрытием падают и накапливаются на земле. Когда лед в верхней части покровного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед.[12]
Полигональный узорчатый грунт
Полигональный узорчатый грунт довольно распространен в некоторых регионах Марса.[13][14][15][16][17][18][19] Принято считать, что это вызвано сублимацией льда из-под земли. Сублимация представляет собой прямое превращение твердого льда в газ. Это похоже на то, что происходит с сухой лед на земле. Места на Марсе с многоугольной поверхностью могут указывать на то, где будущие колонисты могут найти водяной лед. Узорчатые наземные формы в слое мантии, называемые мантия, зависящая от широты, упавшего с неба при другом климате.[20][21][22][23]
Крупный план оврагов в кратере, видны плигоны, получившие название «оврагов». Изображение получено HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план ниши с оврагами, показывающий «овраги» (полигональный узор земли возле оврагов), как его видит HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличенное изображение предыдущего изображения.
Крупный план ниши с оврагами, показывающий «овраги» (полигональный узор земли возле оврагов), как его видит HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличенное изображение предыдущего изображения.
Кратеры
Кратеры от удара обычно имеют ободок с выбросами вокруг них, в отличие от вулканических кратеров обычно не имеют ободка или отложений выбросов.[24] Иногда кратеры отображают слои. Поскольку столкновение, в результате которого образуется кратер, похоже на мощный взрыв, камни из глубоких подземелий выбрасываются на поверхность. Следовательно, кратеры могут показать нам, что находится глубоко под поверхностью.
Кратер Куновского Этаж глазами HiRISE. Масштабная линейка имеет длину 500 метров.
Кратер Bonestell, глазами HiRISE. Длина шкалы - 1000 метров.
Кратер Арандас, глазами HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы лучше рассмотреть Северную и Южную стены, а также центральные холмы. Длина шкалы - 1000 метров.
Эксгумированный кратер в Маре Ацидалиум, как это видно из Mars Global Surveyor.
Группа кратеров, которые могли упасть на поверхность одновременно после разрушения астероида. Если бы кратеры образовались в разное время, они бы стерли часть других. Фотография сделана HiRISE в программе HiWish. Изображение находится в Терра Киммерия.
Кратер с выбросом, видимый HiRISE в программе HiWish. В рамке показана увеличенная область на следующем изображении.
Увеличенный вид выброса кратера, показывающий канал с отложением на конце, как это видно с HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план поверхности вблизи выброса кратера, полученный HiRISE в рамках программы HiWish. Растаявший лед из грунтовых вод мог образовать небольшой канал.
Стенка кратера, покрытая гладкой мантией, как видно на HiRISE по программе HiWish
Кратер с ямами на дне, вид HiRISE по программе HiWish
Грязевые вулканы
На больших участках Mare Acidalium видны яркие пятна на темном фоне. Было высказано предположение, что это грязевые вулканы.[25][26][27] На карту нанесено более 18 000 таких объектов, средний диаметр которых составляет около 800 метров.[28] Mare Acidalium получал большое количество грязи и жидкости из каналов оттока, поэтому там могло скопиться столько грязи. Было обнаружено, что светлые холмы содержат кристаллические оксиды железа. Грязевой вулканизм здесь может иметь очень большое значение, поскольку могли быть созданы долгоживущие каналы для восходящих подземных вод. Это могли быть места обитания микроорганизмов.[29] Грязевые вулканы могли доставить образцы из глубоких зон, которые, следовательно, могли быть взяты роботами.[30] В статье в «Икар» рассказывается об исследовании этих возможных грязевых вулканов. Авторы сравнивают эти марсианские особенности с грязевыми вулканами, обнаруженными на Земле. Это исследование с использованием изображений HiRISE и данных CRISM подтверждает идею о том, что эти объекты действительно являются грязевыми вулканами. Нанофазные минералы железа и гидратированные минералы, обнаруженные с помощью компактного разведывательного спектрометра Марса (CRISM), показывают, что вода участвовала в формировании этих возможных марсианских грязевых вулканов.[31]
Кратеры с белыми центрами в Mare Acidalium. Песчаные дюны видны на низких участках изображения. Некоторые из особенностей могут быть грязевыми вулканами. Фотография сделана Mars Global Surveyor под Программа общественного таргетинга MOC.
Грязевые вулканы у края выброса ближайшего кратера, как это было видно с HiRISE в рамках программы HiWish.
Большое поле конусов, которые могут быть грязевыми вулканами, как это видно из HiRISE в рамках программы HiWish
Крупный план возможных грязевых вулканов, видимых HiRISE в программе HiWish Примечание: это увеличенное изображение предыдущего изображения.
Возможный грязевой вулкан, вид HiRISE в рамках программы HiWish
Линия возможных грязевых вулканов глазами HiRISE по программе HiWish
Грязевые вулканы глазами HiRISE в рамках программы HiWish
Широкий обзор поля грязевых вулканов, как его видит HiRISE в рамках программы HiWish
Крупным планом вид на грязевые вулканы, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish
Крупным планом вид грязевых вулканов и валунов, как это видно из HiRISE в рамках программы HiWish
Крупным планом вид на валуны возле грязевых вулканов, как их видит HiRISE в рамках программы HiWish. Валуны могут быть из верхнего слоя. Грязь грязевого вулкана не содержит валунов, только мелкозернистый материал.
Близкий вид грязевых вулканов на Земле. Местоположение - Гобустан, Азербайджан.
Каналы в районе Idaeus Fossae
В Idaeus Fossae протекает речная система длиной 300 км. Он вырезан в высокогорье Idaeus Fossae и образовался в результате таяния льда на земле после столкновения с астероидом. Датирование показало, что активность воды наступила после того, как большая часть активности воды закончилась на границе между Ноахиан и Гесперианский периоды. Озера и веерообразные отложения образовались проточной водой в этой системе, когда она стекала на восток в кратер Либерта и образовывала отложения в дельте. Часть дренажного пути - долина Моа.[32][33]
Меандр и отсечка потока, как видит HiRISE в программе HiWish. Это часть крупной дренажной системы в районе Идеус Фоссае.
Висячая долина, как ее видит HiRISE в рамках программы HiWish. Возможно, когда-то это был водопад.
Висячая долина, которая когда-то могла быть водопадом, глазами HiRISE в рамках программы HiWish
каналы
Существует огромное количество свидетельств того, что когда-то вода текла в долинах рек на Марсе.[34][35] Изображения изогнутых каналов были замечены на снимках с марсианского космического корабля, датируемых началом семидесятых годов. Маринер 9 орбитальный аппарат.[36][37][38][39] Действительно, исследование, опубликованное в июне 2017 года, подсчитало, что объем воды, необходимый для прорезания всех каналов на Марсе, был даже больше, чем предполагаемый океан, который, возможно, имел планета. Вероятно, вода многократно перерабатывалась из океана в ливень вокруг Марса.[40][41]
Склодовская (марсианский кратер), как видно камерой CTX (на Марсианский разведывательный орбитальный аппарат ). Вдоль размытого южного края видны небольшие каналы.
Каналы в кратере Склодовской, видимые камерой CTX (на Марсовом орбитальном аппарате). Примечание: это увеличенное изображение предыдущего изображения.
Каналы в кратере Склодовской, видимые HiRISE в рамках программы HiWish.
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Сеть каналов с точки зрения HiRISE в программе HiWish
Океан
Многие исследователи предполагают, что когда-то на севере Марса был большой океан.[42][43][44][45][46][47][48] Много доказательств существования этого океана было собрано за несколько десятилетий. Новое свидетельство было опубликовано в мае 2016 года. Большая группа ученых описала, как часть поверхности четырехугольника Исмениуса Лака была изменена двумя Цунами. Цунами были вызваны ударами астероидов в океан. Оба считались достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подняло и унесло валуны размером с машину или небольшой дом. Обратный поток от волны сформировал каналы путем перестановки валунов. Вторая пришла, когда океан был на 300 м ниже. На втором было много льда, брошенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн составляла бы 50 м, но высота колебалась бы от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что в этой конкретной части океана два ударных кратера диаметром 30 км будут формироваться каждые 30 миллионов лет. Подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности, возможно, были смыты этими цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании: Chryse Planitia и северо-запад Аравия Терра. Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Ismenius Lacus и в четырехугольнике Mare Acidalium.[49][50][51][52]
Пинго
Считается, что пинго присутствуют на Марсе. Это насыпи, в которых есть трещины. Эти конкретные трещины, очевидно, были вызваны чем-то, выходящим из-под хрупкой поверхности Марса. Ледяные линзы, образовавшиеся в результате скопления льда под поверхностью, возможно, создали эти холмы с трещинами. Лед менее плотный, чем скала, поэтому закопанный лед поднимался и толкался вверх по поверхности, создавая трещины. Аналогичный процесс создает холмы аналогичного размера в арктической тундре на Земле, которые известны как пинго, инуитское слово.[53] Они содержат чистый водяной лед, поэтому станут отличным источником воды для будущих колонистов на Марсе.
Стрелки указывают на возможные пинго, которые HiRISE видит в программе HiWish. Пинго содержат ядро из чистого льда.
Трещина земля
Трещины, видимые HiRISE в рамках программы HiWish. Считается, что в конечном итоге эти трещины превратятся в каньоны, потому что лед на земле исчезнет в тонкой марсианской атмосфере, а оставшаяся пыль будет унесена ветром.
Широкий вид изломанной земли, как это видит HiRISE в программе HiWish На поверхности Марса образуются трещины, которые затем превращаются в большие трещины.
Крупным планом вид переломов с предыдущего изображения, как видно HiRISE в программе HiWish
Трещины на дне кратера, видимые HiRISE в программе HiWish
Крупным планом вид трещин на дне кратера, видимый HiRISE в рамках программы HiWish
Группа трещин глазами HiRISE в программе HiWish
Крупным планом вид трещин разного размера, видимый HiRISE в программе HiWish. Лед исчезает вдоль поверхностей трещин и увеличивает трещины. Обратите внимание на то, что маленькие кратеры не имеют очень больших ободков; они могут быть просто ямами.
Крупным планом вид трещин разного размера, видимый HiRISE в программе HiWish. Лед исчезает вдоль поверхностей трещин и увеличивает трещины.
Трещины вокруг кратера, видимые HiRISE в программе HiWish
Слои
Камень можно разделить на слои разными способами. Вулканы, ветер или вода могут образовывать слои[54] Слои могут укрепляться под действием грунтовых вод. Марсианские грунтовые воды, вероятно, переместились на сотни километров, и в процессе они растворили много минералов из породы, через которую прошли. Когда грунтовые воды выходят на поверхность в низких областях, содержащих отложения, вода испаряется в разреженной атмосфере и оставляет после себя минералы в виде отложений и / или вяжущих веществ. Следовательно, слои пыли не могли позже легко разрушиться, поскольку они были скреплены вместе.
,
Слои в мезе, видимые HiRISE в программе HiWish
Крупным планом слои в мезе, как их видит HiRISE в программе HiWish
Слои и небольшие кратеры, видимые HiRISE в программе HiWish Слои увеличены на следующем изображении.
Слои, видимые HiRISE в программе HiWish
Крупным планом вид слоев в желобе, видимый HiRISE в программе HiWish
Многослойная меза, видимая HiRISE в программе HiWish
Другие ландшафтные особенности Mare Acidalium quadrangle
Клифф в Касей Валлес система, как ее видит HiRISE.
Увеличение обрыва в Касей Валлес Система на предыдущем изображении, показывающая валуны и их следы, как их видит HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть валун размером всего 2,2 ярда (меньше спальни).
Изображение CTX, показывающее контекст для следующего изображения неисправности.
Крупный план возможного разлома в Mare Acidalium, как видно HiRISE под Программа HiWish. Вокруг кратера нарисован круг, чтобы показать, что он может отклониться из-за движения разлома. Многие другие неисправности находятся в регионе.
Вентилятор с каналами на поверхности, вид HiRISE в программе HiWish
Образец овальных ямок в этом месте неизвестного происхождения, виденный HiRISE в рамках программы HiWish
Кратер с очень маленьким ободком, видимый HiRISE в программе HiWish
Поле мелких ямок, видимое HiRISE по программе HiWish
Другие четырехугольники Марса
Интерактивная карта Марса
Интерактивная 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 высотомер 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
использованная литература
- ^ Дэвис, M.E .; Batson, R.M .; Wu, S.S.C. «Геодезия и картография» в Kieffer, H.H .; Jakosky, B.M .; Снайдер, C.W .; Мэтьюз, M.S., Eds. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
- ^ Расстояния рассчитаны с помощью инструмента измерения мирового ветра НАСА. http://worldwind.arc.nasa.gov/.
- ^ Аппроксимировано объединением широтных полос площадью R ^ 2 (L1-L2) (cos (A) dA) от 30 ° до 65 ° широты; где R = 3889 км, A - широта, а углы выражены в радианах. Увидеть: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
- ^ а б Heldmann, J .; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования. 2004». Икар. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
- ^ Бланк Дж. 1982. Марс и его спутники. Экспозиция Пресса. Смиттаун, штат Нью-Йорк.
- ^ Географический справочник США по планетарной номенклатуре. Марс. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010354_2165
- ^ http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/moc_5_24_01/face/index.html
- ^ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP/diafotizo.php?ID=PSP_001640_2125
- ^ Heldmann, J .; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов образования». Икар. 168 (2): 285–304. Bibcode:2004Icar..168..285H. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.11.024.
- ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл / Хант Издательская Компания. Дубьюк, Айова
- ^ MLA NASA / Лаборатория реактивного движения (2003, 18 декабря). Марс может выйти из ледникового периода. ScienceDaily. Получено 19 февраля 2009 г. из https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds от GoogleAdvertise
- ^ http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=
- ^ Костама, В.-П .; Креславский, Голова (2006). «Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения». Geophys. Res. Латыш. 33 (11): L11201. Bibcode:2006GeoRL..3311201K. Дои:10.1029 / 2006GL025946.
- ^ Малин, М .; Эджетт, К. (2001). "Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: межпланетный рейс через основную миссию". J. Geophys. Res. 106 (E10): 23429–23540. Bibcode:2001JGR ... 10623429M. Дои:10.1029 / 2000je001455.
- ^ Milliken, R .; и другие. (2003). «Особенности течения вязкой жидкости на поверхности Марса: наблюдения по изображениям с высокой разрешающей способностью Mars Orbiter Camera (MOC)». J. Geophys. Res. 108 (E6): 5057. Bibcode:2003JGRE..108.5057M. Дои:10.1029 / 2002JE002005.
- ^ Мангольд, Н. (2005). «Высокоширотные узоры на Марсе: классификация, распространение и климатический контроль». Икар. 174 (2): 336–359. Bibcode:2005Icar..174..336M. Дои:10.1016 / j.icarus.2004.07.030.
- ^ Креславский М., Хед Дж. 2000. Километровая шероховатость на Марсе: результаты анализа данных MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
- ^ Seibert, N .; Каргель, Дж. (2001). «Мелкомасштабный марсианский полигональный ландшафт: последствия для жидкой поверхностной воды». Geophys. Res. Латыш. 28 (5): 899–902. Bibcode:2001GeoRL..28..899S. Дои:10.1029 / 2000gl012093.
- ^ Hecht, M (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Икар. 156 (2): 373–386. Bibcode:2002Icar..156..373H. Дои:10.1006 / icar.2001.6794.
- ^ Горчица, J .; и другие. (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе по выявлению молодых приповерхностных льдов». Природа. 412 (6845): 411–414. Bibcode:2001Натура.412..411М. Дои:10.1038/35086515. PMID 11473309. S2CID 4409161.
- ^ Креславский М.А., Хед Дж. У., 2002. Современная поверхностная мантия на Марсе в высоких широтах: новые результаты исследований MOLA и MOC. Европейское геофизическое общество XXVII, Ницца.
- ^ Head, J.W .; Горчица, J.F .; Креславский, М.А .; Milliken, R.E .; Маршан, Д. (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа. 426 (6968): 797–802. Bibcode:2003Натура 426..797H. Дои:10.1038 / природа02114. PMID 14685228. S2CID 2355534.
- ^ Хью Х. Киффер (1992). Марс. Университет Аризоны Press. ISBN 978-0-8165-1257-7. Получено 7 марта 2011.
- ^ Фарранд, В .; и другие. (2005). «Ямчатые конусы и купола на Марсе: наблюдения в Acidalia Planitia и Cydonia Mensae с использованием данных MOC, THEMIS и TES». J. Geophys. Res. 110: 14. Дои:10.1029 / 2004JE002297.
- ^ Tanaka, K .; и другие. (2003). «Обновленная история северных равнин Марса на основе геологического картирования данных Mars Global Surveyor». J. Geophys. Res. 108. Дои:10.1029 / 2002JE001908.
- ^ Гротцингер, Дж. И Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. SEPM
- ^ Oehler, D. и C. Allen. 2010. Свидетельства широко распространенного грязевого вулканизма в Ацидалии, Марс. Икар: 208. 636-657.
- ^ Komatsu, G., et al. 2014. АСТРОБИОЛОГИЧЕСКИЙ ПОТЕНЦИАЛ ГРЯЗЕВОГО ВУЛКАНИЗМА НА МАРСЕ. 45-я Конференция по изучению луны и планет (2014 г.). 1085.pdf
- ^ Oehler, D; Аллен, К. (2011). «Свидетельства всепроникающего грязевого вулканизма в Ацидалии, Марс». Икар. 208 (2): 636–657. Bibcode:2010Icar..208..636O. Дои:10.1016 / j.icarus.2010.03.031.
- ^ Komatsu, G., et al. 2016. Небольшие постройки на Крисе Планиция, Марс: оценка гипотезы грязевого вулкана. Икар: 268, 56-75.
- ^ Салезе, Ф .; Di Achille, F .; и другие. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся флювиально-палеолакустринных систем в Моа Валлес, Марс». J. Geophys. Res. Планеты. 121 (2): 194–232. Bibcode:2016JGRE..121..194S. Дои:10.1002 / 2015JE004891.
- ^ Салезе, Ф., Дж. Ди Акилле, Г. Ори. 2015. СЕДИМЕНТОЛОГИЯ РЕЧНОЙ СИСТЕМЫ С СЕРИЕЙ ПЛОТНЫХ ПАЛЕОЛАКОВ В ИДЕЙ ФОССАЕ, МАРС. 46-я Конференция по изучению Луны и планет 2296.pdf
- ^ Бейкер, В .; и другие. (2015). «Флювиальная геоморфология земных поверхностей планет: обзор». Геоморфология. 245: 149–182. Дои:10.1016 / j.geomorph.2015.05.002. ЧВК 5701759. PMID 29176917.
- ^ Карр М. 1996. Вода на Марсе. Oxford Univ. Нажмите.
- ^ Бейкер В. 1982. Каналы Марса. Univ. of Tex. Press, Остин, Техас
- ^ Бейкер, В .; Strom, R .; Гулик, В .; Kargel, J .; Komatsu, G .; Кале, В. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа. 352 (6336): 589–594. Bibcode:1991Натура.352..589Б. Дои:10.1038 / 352589a0. S2CID 4321529.
- ^ Карр, М. (1979). «Формирование характеристик марсианского наводнения за счет сброса воды из замкнутых водоносных горизонтов». J. Geophys. Res. 84: 2995–300. Bibcode:1979JGR .... 84.2995C. Дои:10.1029 / jb084ib06p02995.
- ^ Комар, П (1979). «Сравнение гидравлики водных потоков в марсианских каналах оттока с потоками аналогичного масштаба на Земле». Икар. 37 (1): 156–181. Bibcode:1979Icar ... 37..156K. Дои:10.1016/0019-1035(79)90123-4.
- ^ http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html
- ^ Luo, W .; и другие. (2017). «Оценка объема сети новой марсианской долины в соответствии с древним океаном и теплым и влажным климатом». Nature Communications. 8: 15766. Bibcode:2017НатКо ... 815766L. Дои:10.1038 / ncomms15766. ЧВК 5465386. PMID 28580943.
- ^ Паркер, Тимоти Дж .; Gorsline, Donn S .; Сондерс, Р. Стивен; Pieri, David C .; Шнеебергер, Дейл М. (1993). «Прибрежная геоморфология северных марсианских равнин». Журнал геофизических исследований. 98 (E6): 11061. Bibcode:1993JGR .... 9811061P. Дои:10.1029 / 93je00618.
- ^ Fairén, Alberto G .; Дом, Джеймс М .; Бейкер, Виктор Р .; Де Пабло, Мигель А .; Руис, Хавьер; Феррис, Джастин К .; Андерсон, Роберт С. (2003). «Эпизодические наводнения северных равнин Марса» (PDF). Икар. 165 (1): 53–67. Bibcode:2003Icar..165 ... 53F. Дои:10.1016 / с0019-1035 (03) 00144-1.
- ^ Глава III, Дж. У. (1999). «Возможные древние океаны на Марсе: свидетельства из данных лазерного альтиметра орбитального аппарата Марса». Наука. 286 (5447): 2134–2137. Bibcode:1999Научный ... 286.2134H. Дои:10.1126 / science.286.5447.2134. PMID 10591640.
- ^ Паркер, Тимоти Дж .; Стивен Сондерс, R .; Шнеебергер, Дейл М. (1989). «Переходная морфология в West Deuteronilus Mensae, Марс: последствия для модификации границы низменности / возвышенности». Икар. 82 (1): 111–145. Bibcode:1989Icar ... 82..111P. Дои:10.1016/0019-1035(89)90027-4.
- ^ Карр, Майкл Х. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба». Журнал геофизических исследований. 108 (E5): 5042. Bibcode:2003JGRE..108.5042C. Дои:10.1029 / 2002JE001963.
- ^ Креславский, Михаил А .; Голова, Джеймс У. (2002). «Судьба стоков из каналов оттока в северных низинах Марса: формация Vastitas Borealis как остатки сублимации из замороженных прудовых водоемов». Журнал геофизических исследований: планеты. 107 (E12): 4–1–4–25. Bibcode:2002JGRE..107.5121K. Дои:10.1029 / 2001JE001831.
- ^ Клиффорд, С. (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар. 154 (1): 40–79. Bibcode:2001Icar..154 ... 40C. Дои:10.1006 / icar.2001.6671.
- ^ «Свидетельства древнего цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал» (Пресс-релиз). 20 мая 2016 года.
- ^ Rodriguez, J. Alexis P .; Fairén, Alberto G .; Tanaka, Kenneth L .; Заррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Kargel, Jeffrey S .; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р .; Глинес, Натали (2016). «Волны цунами сильно вышли из берегов раннего марсианского океана». Научные отчеты. 6: 25106. Bibcode:2016НатСР ... 625106Р. Дои:10.1038 / srep25106. ЧВК 4872529. PMID 27196957.
- ^ Rodriguez, J. Alexis P .; Fairén, Alberto G .; Tanaka, Kenneth L .; Заррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Kargel, Jeffrey S .; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р .; Глинес, Натали (2016). «Волны цунами сильно вышли из берегов раннего марсианского океана». Научные отчеты. 6: 25106. Bibcode:2016НатСР ... 625106Р. Дои:10.1038 / srep25106. ЧВК 4872529. PMID 27196957.
- ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают жизненный потенциал». 19 мая 2016 года.
- ^ http://www.uahirise.org/ESP_046359_1250
- ^ http://hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750
- ^ Мортон, Оливер (2002). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира. Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ISBN 0-312-24551-3.
- ^ «Интернет-Атлас Марса». Ralphaeschliman.com. Получено 16 декабря, 2012.
- ^ "PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC". Фотожурнал. НАСА / Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 г.. Получено 16 декабря, 2012.
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| География | |||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Астрономия |
| ||||||||||
| Исследование |
| ||||||||||
| Связанный | |||||||||||
| |||||||||||
Категория
Портал Солнечной системы