✖


Jump to content

Геология Марса

(Перенаправлено из марсианской геологии )
Обобщенная карта Марса геологическая [ 1 ]
Марс, каким его увидел космический телескоп Хаббл

Геология Марса — это научное исследование поверхности, коры и недр планеты Марс . Он подчеркивает состав, структуру, историю и физические процессы, которые формируют планету. Это аналогично области земной геологии . В планетологии термин геология используется в самом широком смысле и означает изучение твердых частей планет и спутников. Этот термин включает в себя аспекты геофизики , геохимии , минералогии , геодезии и картографии . [ 2 ] Неологизм о , ареология , от греческого слова Arēs (Марс), иногда появляется как синоним геологии Марса в популярных средствах массовой информации и произведениях научной фантастики (например, Кима Стэнли Робинсона в трилогии Марсе ). [ 3 ] Термин ареология также используется Ареологическим обществом. [ 4 ]

Геологическая карта Марса (2014 г.)

[ редактировать ]
Марс — геологическая карта ( USGS ; 14 июля 2014 г.) ( полное изображение ) [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ]
  • Рисунок 2 к геологической карте Марса.
    Рисунок 2 к геологической карте Марса.

Глобальная топография Марса и крупномасштабные особенности

[ редактировать ]
Карта Марса
Интерактивная карта изображений глобальной топографии Марса с наложением позиций марсианских марсоходов и посадочных модулей . Цвет базовой карты указывает на относительную высоту поверхности Марса.
Кликабельное изображение: при нажатии на метки откроется новая статья.
(   Активный •   Неактивный •   Планируется)
Брэдбери Лендинг
Глубокий космос 2
Полярный посадочный модуль Марса
Упорство
Скиапарелли EDM
Дух
Викинг 1

Состав Марса

[ редактировать ]
Основная статья: Состав Марса

Марс — планета земной группы , претерпевшая процесс планетарной дифференциации .

Посадочный модуль InSight предназначен для изучения недр Марса. [ 8 ] Миссия приземлилась 26 ноября 2018 года. [ 9 ] и развернул чувствительный сейсмометр , чтобы обеспечить трехмерное структурное картирование глубоких недр. [ 10 ] планеты Марс находится радиоактивной магмы. океан 25 октября 2023 года ученые, опираясь на информацию InSight, сообщили, что под корой [ 11 ]

Глобальная физиология

[ редактировать ]

Марс имеет ряд отчетливых крупномасштабных особенностей поверхности, которые указывают на типы геологических процессов, происходивших на планете с течением времени. В этом разделе представлены несколько крупных физико-географических регионов Марса. Вместе эти регионы иллюстрируют, как геологические процессы, включающие вулканизм , тектонизм , воду, лед и воздействия, сформировали планету в глобальном масштабе.

Дихотомия полушарий

[ редактировать ]
Основная статья: Марсианская дихотомия
Смотрите также: Тектоника Марса.
Цветные карты с затененным рельефом Марсинского орбитального лазерного альтиметра (MOLA), показывающие высоты в западном и восточном полушариях Марса. (Слева): В западном полушарии преобладает регион Тарсис (красный и коричневый). Высокие вулканы кажутся белыми. Valles Marineris (синий) — это длинная трещина справа. (Справа): в восточном полушарии изображены кратерированные возвышенности (от желтого до красного) и бассейн Эллады (темно-синий/фиолетовый) внизу слева. Провинция Элизиум находится в правом верхнем углу. Области к северу от границы дихотомии показаны оттенками синего на обеих картах.

Северное и южное полушария Марса разительно отличаются друг от друга по топографии и физике. Эта дихотомия является фундаментальной глобальной геологической особенностью планеты. Северная часть представляет собой огромную топографическую депрессию. Около трети поверхности (в основном в северном полушарии) лежит на 3–6 км ниже по высоте, чем южные две трети. Это особенность рельефа первого порядка, равная перепаду высот между континентами Земли и океаническими бассейнами. [ 12 ] Дихотомия также выражается двумя другими способами: как разница в плотности ударных кратеров и толщине земной коры между двумя полушариями. [ 13 ] Полушарие к югу от границы дихотомии (часто называемое южным нагорьем или возвышенностью) очень сильно кратерированное и древнее, характеризуется неровными поверхностями, которые относятся к периоду сильных бомбардировок . Напротив, низменности к северу от границы дихотомии имеют мало крупных кратеров, очень гладкие и плоские и имеют другие особенности, указывающие на то, что с момента формирования южного нагорья произошло обширное обновление поверхности. Третье различие между двумя полушариями заключается в толщине земной коры. Топографические и геофизические данные гравитации показывают, что кора на южном высокогорье имеет максимальную толщину около 58 км (36 миль), тогда как толщина коры на северной низменности достигает «пика» около 32 км (20 миль). [ 14 ] [ 15 ] Расположение границы дихотомии варьируется в зависимости от широты Марса и зависит от того, какое из трех физических проявлений дихотомии рассматривается.

Происхождение и возраст дихотомии полушарий до сих пор обсуждаются. [ 16 ] Гипотезы происхождения обычно делятся на две категории: во-первых, дихотомия возникла в результате мегаудара или нескольких крупных столкновений в начале истории планеты (экзогенные теории). [ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] Во-вторых, дихотомия возникла в результате истончения земной коры в северном полушарии в результате мантийной конвекции, опрокидывания или других химических и термических процессов в недрах планеты (эндогенные теории). [ 20 ] [ 21 ] Одна из эндогенных моделей предполагает ранний эпизод тектоники плит , в результате которого на севере образовалась более тонкая кора, аналогичная тому, что происходит при расширении границ плит на Земле. [ 22 ] Каким бы ни было происхождение марсианской дихотомии, она кажется чрезвычайно древней. Новая теория, основанная на ударе южного полярного гиганта [ 23 ] и подтверждено открытием двенадцати полусферических рядов. [ 24 ] показывает, что экзогенные теории оказываются сильнее эндогенных теорий и что на Марсе никогда не было тектоники плит. [ 25 ] [ 26 ] это могло бы изменить дихотомию. Лазерные высотомеры и данные радиолокационного зондирования с орбитальных космических аппаратов выявили большое количество структур размером с бассейн, ранее скрытых на визуальных изображениях. Эти образования, называемые квазикруглыми впадинами (ККД), вероятно, представляют собой заброшенные ударные кратеры периода сильных бомбардировок, которые сейчас покрыты слоем более молодых отложений. Исследования по подсчету кратеров с помощью КХД показывают, что подстилающая поверхность в северном полушарии по крайней мере так же стара, как и самая старая обнаженная кора в южном высокогорье. [ 27 ] Древний возраст дихотомии накладывает значительные ограничения на теории ее происхождения. [ 28 ]

Вулканические провинции Тарсис и Элизиум.

[ редактировать ]
Регион Фарсис с аннотациями основных особенностей. Тарсис-Монтес — это три выровненных вулкана в центре внизу. Olympus Mons находится в центре слева. Объект в правом верхнем углу — Альба Монс.
Регион Фарсис с аннотациями основных особенностей. Тарсис -Монтес — это три выровненных вулкана в центре внизу. Olympus Mons находится в центре слева. Объект в правом верхнем углу — Alba Mons .

На границе дихотомии в западном полушарии Марса находится массивная вулкано-тектоническая провинция, известная как регион Тарсис или выпуклость Тарсис. Эта огромная возвышенная структура имеет тысячи километров в диаметре и покрывает до 25% поверхности планеты. [ 29 ] Находясь в среднем на высоте 7–10 км над отсчетом (марсианский «уровень моря»), Тарсис содержит самые высокие возвышенности на планете и крупнейшие известные вулканы в Солнечной системе. Три огромных вулкана, гора Аскрей , гора Павонис и гора Арсия (все вместе известные как горы Тарсис ), расположены на северо-востоке-юго-западе вдоль гребня выступа. Обширная гора Альба Монс (ранее Альба Патера) занимает северную часть региона. Огромный щитовой вулкан Олимп Монс расположен у главной выпуклости, на западной окраине провинции. Чрезвычайная массивность Фарсиды оказала огромное давление планеты на литосферу . В результате огромные разломы растяжения ( грабены и рифтовые долины ) расходятся наружу от Фарсиса, простираясь на полпути вокруг планеты. [ 30 ]

Меньший вулканический центр находится в нескольких тысячах километров к западу от Фарсиса в Элизиуме . имеет Вулканический комплекс Элизиум диаметр около 2000 километров и состоит из трех основных вулканов: Элизиум Монс , Гекатес Толус и Альбор Толус . Считается, что группа вулканов Элизиум несколько отличается от Тарсис-Монтес тем, что в развитии первых участвовали как лавы, так и пирокластика . [ 31 ]

Большие ударные бассейны

[ редактировать ]

На Марсе имеется несколько огромных круглых ударных бассейнов. Самый крупный из хорошо видимых — бассейн Эллады, расположенный в южном полушарии. Это вторая по величине подтвержденная ударная структура на планете, центр которой находится примерно на 64° восточной долготы и 40° южной широты. Центральная часть бассейна (Hellas Planitia) имеет диаметр 1800 км. [ 32 ] и окружен широкой, сильно эродированной кольцевой структурой края, характеризующейся близко расположенными неровными горами неправильной формы ( массивами ), которые, вероятно, представляют собой поднятые, толкаемые блоки старой предбассейновой коры. [ 33 ] (См. , например, Ансерис Монс .) Древние, низкорельефные вулканические постройки (горные патеры) расположены на северо-восточной и юго-западной частях гребня. Дно бассейна содержит мощные, структурно сложные осадочные отложения, которые имеют долгую геологическую историю отложения, эрозии и внутренней деформации. Самые низкие отметки на планете расположены в бассейне Эллады, при этом некоторые участки дна бассейна лежат более чем на 8 км ниже нулевой отметки. [ 34 ]

Двумя другими крупными ударными структурами на планете являются бассейны Аргир и Исидис . Как и Эллада, Аргир (диаметр 800 км) расположен на южном высокогорье и окружен широким кольцом гор. Горы в южной части края, Чаритум-Монтес , возможно, в какой-то момент истории Марса были разрушены долинными ледниками и ледяными щитами. [ 35 ] Бассейн Исидис (диаметром около 1000 км) расположен на границе дихотомии примерно на 87° восточной долготы. Северо-восточная часть края бассейна подверглась эрозии и в настоящее время погребена отложениями северной равнины, что придает бассейну полукруглые очертания. Северо-западный край бассейна характеризуется дугообразными грабенами ( Nili Fossae ), расположенными по окружности бассейна. Еще один крупный бассейн, Утопический , полностью погребен северными равнинными отложениями. Его очертания четко различимы только по данным альтиметрии. Все большие бассейны на Марсе чрезвычайно старые и датируются поздней тяжелой бомбардировкой. Считается, что по возрасту они сопоставимы с бассейнами Имбриум и Восточный на Луне.

Система экваториальных каньонов

[ редактировать ]
Орбитальный аппарат «Викинг-1»: изображение долины Маринерис.

Рядом с экватором в западном полушарии находится огромная система глубоких взаимосвязанных каньонов и впадин, известных под общим названием Valles Marineris . Система каньонов простирается на восток от Фарсиды на длину более 4000 км, что составляет почти четверть окружности планеты. Если бы Valles Marineris разместили на Земле, она охватывала бы всю ширину Северной Америки. [ 36 ] Местами каньоны имеют ширину до 300 км и глубину до 10 км. Земли которую часто сравнивают с Гранд-Каньоном Долина Маринерис, , имеет совсем другое происхождение, чем ее более крошечный, так называемый аналог на Земле. Гранд-Каньон во многом является продуктом водной эрозии. Марсианские экваториальные каньоны имели тектоническое происхождение, т.е. образовались преимущественно в результате разломов. Они могут быть похожи на долины Восточно-Африканского разлома . [ 37 ] Каньоны представляют собой поверхностное выражение мощной деформации растяжения в марсианской коре, вероятно, вызванной нагрузкой от выступа Тарсиды. [ 38 ]

Хаотичный рельеф и каналы оттока

[ редактировать ]

Рельеф на восточной оконечности Долины Маринерис превращается в плотную мешанину невысоких округлых холмов, которые, кажется, образовались в результате обрушения горных поверхностей и образовали широкие, заполненные щебнем впадины. [ 39 ] Названные хаотичной местностью , эти области отмечают начало огромных каналов оттока , которые выходят в полный размер из хаотичной местности и пустеют ( отходят ) на север, в Хрис-Планитию . Наличие островов обтекаемой формы и других геоморфологических особенностей указывает на то, что каналы, скорее всего, образовались в результате катастрофических выбросов воды из водоносных горизонтов или таяния подземного льда. Однако эти особенности также могли быть образованы обильными потоками вулканической лавы, исходящими из Фарсиса. [ 40 ] Каналы, в которые входят Арес , Шалбатана , Симуд и Тиу Валлес, огромны по земным меркам, и потоки, образующие их, соответственно огромны. Например, пиковый расход, необходимый для образования Долины Арес шириной 28 км, оценивается в 14 миллионов кубических метров (500 миллионов кубических футов) в секунду, что более чем в десять тысяч раз превышает средний расход реки Миссисипи. [ 41 ]

Марсианский орбитальный лазерный альтиметр (MOLA) получил изображение Planum Boreum . Вертикальное преувеличение является крайним. Обратите внимание, что остаточная ледяная шапка представляет собой лишь тонкую пластинку (показана белым) на вершине плато.

Ледяные шапки

[ редактировать ]
Основная статья: Марсианские полярные ледяные шапки

Полярные ледяные шапки — хорошо известные телескопические особенности Марса, впервые обнаруженные Христианом Гюйгенсом в 1672 году. [ 42 ] С 1960-х годов мы знали, что сезонные шапки (которые, как видно в телескоп, растут и уменьшаются в зависимости от сезона) состоят из льда из углекислого газа (CO 2 ), который конденсируется из атмосферы, когда температура падает до 148 К, точки замерзания Земли. CO 2 в полярную зиму. [ 43 ] На севере лед CO 2 полностью рассеивается ( возгоняется летом ), оставляя после себя остаточную шапку водяного (H 2 O) льда. небольшая остаточная шапка льда CO2 . На южном полюсе летом сохраняется

Обе остаточные ледяные шапки покрывают толстые слоистые отложения прослоев льда и пыли. На севере слоистые отложения образуют плато высотой 3 км и диаметром 1000 км, называемое Planum Boreum . Подобное плато, Planum Australe , толщиной в несколько километров, находится на юге. Оба вида plana (латинское множественное число слова planum) иногда рассматриваются как синонимы полярных ледяных шапок, но постоянный лед (на изображениях он виден как белые поверхности с высоким альбедо) образует лишь относительно тонкую мантию поверх слоистых отложений. Слоистые отложения, вероятно, представляют собой чередующиеся циклы отложения пыли и льда, вызванные изменениями климата, связанными с изменениями параметров орбиты планеты с течением времени (см. также циклы Миланковича ). Полярные слоистые отложения являются одними из самых молодых геологических образований на Марсе.

Геологическая история

[ редактировать ]
Основная статья: Геологическая история Марса

Особенности Альбедо

[ редактировать ]
Проекция Моллвейде особенностей альбедо на Марсе с космического телескопа Хаббл. Ярко-охристые области слева, в центре и справа — это Фарсис, Аравия и Элизиум соответственно. Темная область вверху по центру слева — это Acidalia Planitia. Большой Сиртис — это темная область, выступающая вверх в центре справа. Обратите внимание на орографические облака над Олимпом и Элизиумом Монтес (слева и справа соответственно).
Основная статья: Марсианская поверхность
Дополнительная информация: Классические особенности альбедо на Марсе.

Топография Марса с Земли не видна. Яркие области и темные пятна, видимые в телескоп, являются особенностями альбедо . Яркие красно- охристые участки — это места, где мелкая пыль покрывает поверхность. Яркие области (исключая полярные шапки и облака) включают Элладу, Фарсиду и Аравию Терру . Темно-серые отметки обозначают области, которые ветер очистил от пыли, оставив после себя нижний слой темного каменистого материала. Темные отметины наиболее четко выражены в широком поясе от 0° до 40° южной широты. Однако самая заметная темная отметина, Syrtis Major Planum , находится в северном полушарии. [ 44 ] Классическая особенность альбедо, Mare Acidalium ( Acidalia Planitia ), является еще одной заметной темной областью в северном полушарии. Третий тип областей, промежуточный по цвету и альбедо, также присутствует и считается, что он представляет собой области, содержащие смесь материала из ярких и темных областей. [ 45 ]

Ударные кратеры

[ редактировать ]

Ударные кратеры были впервые обнаружены на Марсе космическим кораблем «Маринер-4» в 1965 году. [ 46 ] Ранние наблюдения показали, что марсианские кратеры в целом были более мелкими и гладкими, чем лунные, что указывает на то, что Марс имеет более активную историю эрозии и отложения, чем Луна. [ 47 ]

В остальном марсианские кратеры напоминают лунные. Оба являются продуктами воздействия сверхскорости и демонстрируют прогрессирование типов морфологии с увеличением размера. Марсианские кратеры диаметром менее 7 км называются простыми кратерами; они имеют чашеобразную форму с острыми приподнятыми краями и имеют соотношение глубины к диаметру около 1/5. [ 48 ] Марсианские кратеры меняются от простых к более сложным типам диаметром примерно от 5 до 8 км. Сложные кратеры имеют центральные вершины (или комплексы пиков), относительно плоское дно и террасированные или обрушивающиеся вдоль внутренних стенок. Сложные кратеры мельче простых кратеров пропорционально их ширине, при этом соотношение глубины к диаметру варьируется от 1/5 при диаметре перехода от простого к сложному (~ 7 км) до примерно 1/30 для кратера диаметром 100 км. Другой переход происходит при диаметре кратеров около 130 км, когда центральные вершины превращаются в концентрические кольца холмов, образуя многокольцевые котловины . [ 49 ]

Марс имеет самое большое разнообразие типов ударных кратеров среди всех планет Солнечной системы. [ 50 ] Частично это связано с тем, что наличие в недрах как скалистых, так и богатых летучими веществами слоев приводит к появлению различных морфологий даже среди кратеров одного и того же размера. Марс также имеет атмосферу, которая играет роль в размещении выбросов и последующей эрозии. Более того, на Марсе уровень вулканической и тектонической активности достаточно низок, чтобы древние эродированные кратеры все еще сохранились, но при этом достаточно высок, чтобы вновь образовать большие площади, образуя разнообразные популяции кратеров самого разного возраста. На Марсе зарегистрировано более 42 000 ударных кратеров диаметром более 5 км. [ 51 ] а число кратеров меньшего размера, вероятно, неисчислимо. Плотность кратеров на Марсе самая высокая в южном полушарии, к югу от границы дихотомии. Именно здесь расположено большинство крупных кратеров и котловин.

Морфология кратера предоставляет информацию о физической структуре и составе поверхности и недр на момент удара. Например, размер центральных пиков марсианских кратеров больше, чем сопоставимые кратеры на Меркурии или Луне. [ 52 ] Кроме того, центральные вершины многих крупных кратеров на Марсе имеют ямчатые кратеры на вершинах. Кратеры с центральными ямами редки на Луне, но очень распространены на Марсе и ледяных спутниках внешней Солнечной системы. Большие центральные пики и обилие ямок-кратеров, вероятно, указывают на наличие приповерхностного льда в момент удара. [ 50 ] К полюсу от 30 градусов широты форма более древних ударных кратеров закругляется (« смягчается ») за счет ускорения ползучести грунта подземным льдом. [ 53 ]

Наиболее заметным отличием марсианских кратеров от других кратеров Солнечной системы является наличие лопастных (кипящих) одеял выброса. Многие кратеры на экваториальных и средних широтах Марса имеют такую ​​форму морфологии выброса, которая, как полагают, возникает, когда ударяющийся объект тает лед в недрах. Жидкая вода в выброшенном материале образует мутную жижу, которая стекает по поверхности, образуя характерные лепестки. [ 54 ] [ 55 ] Кратер Юты является хорошим примером валового кратера , названного так из-за валообразного края его слоя выброса. [ 56 ]

Марсианские кратеры обычно классифицируются по их выбросам. Кратеры с одним слоем выброса называются кратерами однослойного выброса (SLE). Кратеры с двумя наложенными друг на друга слоями выброса называются кратерами двухслойного выброса (DLE), а кратеры с более чем двумя слоями выброса называются кратерами многослойного выброса (MLE). Считается, что эти морфологические различия отражают различия в составе (т.е. прослойки льда, камня или воды) в недрах во время удара. [ 57 ] [ 58 ]

Кратер на пьедестале в четырехугольнике Амазонии, вид HiRISE .

Марсианские кратеры демонстрируют большое разнообразие состояний сохранности: от чрезвычайно свежих до старых и разрушенных эрозией. Деградировавшие и заполненные ударные кратеры фиксируют изменения вулканической , речной и эоловой активности в течение геологического времени. [ 59 ] Кратеры на пьедестале — это кратеры , выбросы которых располагаются над окружающей местностью, образуя приподнятые платформы. Они происходят потому, что выбросы кратера образуют устойчивый слой, поэтому область, ближайшая к кратеру, разрушается медленнее, чем остальная часть региона. Некоторые постаменты находились на высоте сотен метров над окружающей территорией, а это означает, что сотни метров материала были размыты. Кратеры на пьедестале впервые были обнаружены во время миссии «Маринер -9» в 1972 году. [ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]

Дополнительная информация: Ударный кратер.
Дополнительная информация: кратер ЛАРЛЕ.
Дополнительная информация: Список кратеров на Марсе.
Дополнительная информация: марсианские кратеры.
Дополнительная информация: Кратер Пьедестал.
Дополнительная информация: Кратер Вал.

Вулканизм

[ редактировать ]
Основная статья: Вулканизм на Марсе
Первое рентгеновское дифракционное изображение марсианской почвы — анализ CheMin выявил полевой шпат , пироксены , оливин и многое другое ( марсоход Curiosity в « Рокнесте »). [ 63 ]

Вулканические структуры и формы рельефа покрывают большую часть поверхности Марса. Самые заметные вулканы на Марсе расположены на Тарсисе и Элизиуме . Геологи считают, что одна из причин, по которой вулканы на Марсе смогли вырасти настолько большими, заключается в том, что Марс имеет меньше тектонических границ по сравнению с Землей. [ 64 ] Лава из стационарной горячей точки могла скапливаться в одном месте на поверхности в течение многих сотен миллионов лет.

Ученые никогда не фиксировали активное извержение вулкана на поверхности Марса. [ 65 ] Поиски тепловых сигнатур и изменений поверхности за последнее десятилетие не дали доказательств активного вулканизма. [ 66 ]

17 октября 2012 года марсоход Curiosity на планете Марс в « Рокнесте » выполнил первый рентгеноструктурный анализ марсианского грунта . марсохода Результаты анализатора CheMin выявили наличие нескольких минералов, включая полевой шпат , пироксены и оливин , и предположили, что марсианская почва в образце была похожа на «выветрелые базальтовые почвы » гавайских вулканов . [ 63 ] В июле 2015 года тот же марсоход обнаружил тридимит в образце породы из кратера Гейла, что привело учёных к выводу, что кислый вулканизм, возможно, сыграл гораздо более распространенную роль в вулканической истории планеты, чем считалось ранее. [ 67 ]

Седиментология

[ редактировать ]
См. Также: Вода на Марсе.
Коллекция сфер диаметром около 3 мм каждая, вид Opportunity . марсохода

Проточная вода, по-видимому, была обычным явлением на поверхности Марса в различные моменты его истории, особенно на древнем Марсе. [ 68 ] Многие из этих потоков прорезали поверхность, образуя сети долин и образуя осадочные породы. Этот осадок был переотложен в самых разных влажных средах, в том числе в аллювиальных конусах , извилистых каналах, дельтах , озерах и, возможно, даже в океанах. [ 69 ] [ 70 ] [ 71 ] Процессы осаждения и транспортировки связаны с гравитацией. Из-за гравитации и связанных с ней различий в потоках и скоростях воды, определяемых по гранулометрическому составу, марсианские ландшафты были созданы в разных условиях окружающей среды. [ 72 ] Тем не менее, существуют и другие способы оценки количества воды на древнем Марсе (см.: Вода на Марсе ). Грунтовые воды участвуют в цементации эоловых отложений, а также в формировании и транспортировке широкого спектра осадочных минералов, включая глины, сульфаты и гематит . [ 73 ]

Когда поверхность была сухой, ветер был основным геоморфическим фактором. Приносимые ветром песчаные тела, такие как мегарябь и дюны, чрезвычайно распространены на современной поверхности Марса, и «Оппортьюнити» зарегистрировал на своем пути обильные эоловые песчаники . [ 74 ] Вентифакты , такие как Джейк Матиевич (скала) , — еще одна эоловая форма рельефа на поверхности Марса. [ 75 ]

На Марсе также присутствует широкий спектр других седиментологических фаций, включая ледниковые отложения , горячие источники , отложения движения сухих масс (особенно оползни ), криогенный и перигляциальный материал, среди многих других. [ 69 ] Свидетельства существования древних рек, [ 76 ] озеро, [ 77 ] [ 78 ] и дюнные поля [ 79 ] [ 80 ] [ 81 ] все они наблюдались в сохранившихся слоях марсоходами в Меридиани-Плануме и кратере Гейла.

Общие особенности поверхности

[ редактировать ]
Основная статья: Общие особенности поверхности Марса

Подземные воды на Марсе

[ редактировать ]

Одна группа исследователей предположила, что некоторые слои на Марсе образовались из-за того, что грунтовые воды поднялись на поверхность во многих местах, особенно внутри кратеров. Согласно теории, грунтовые воды с растворенными в них минералами выходили на поверхность в кратерах и позднее вокруг них и способствовали образованию слоев путем добавления минералов (особенно сульфатов) и цементирования отложений. Эта гипотеза подтверждается моделью подземных вод и сульфатами, обнаруженными на обширной территории. [ 82 ] [ 83 ] Сначала, исследуя поверхностные материалы с помощью марсохода Opportunity , ученые обнаружили, что грунтовые воды неоднократно поднимались и откладывали сульфаты. [ 73 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ] [ 87 ] Более поздние исследования с помощью инструментов на борту Mars Reconnaissance Orbiter показали, что такие же материалы существовали на большой территории, включая Аравию. [ 88 ]

Интересные геоморфологические особенности

[ редактировать ]

Лавины

[ редактировать ]

19 февраля 2008 г. изображения, полученные камерой HiRISE на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter, показали впечатляющую лавину, в которой обломки, предположительно мелкозернистый лед, пыль и большие глыбы, упали со скалы высотой 700 метров (2300 футов). . Свидетельствами схода лавины были облака пыли, поднявшиеся впоследствии со скалы. [ 89 ] Предполагается, что такие геологические события являются причиной геологических структур, известных как полосы склонов.

  • Изображение марсианской лавины 19 февраля 2008 года, сделанное марсианским разведывательным орбитальным аппаратом.
    Изображение марсианской лавины 19 февраля 2008 года, сделанное марсианским разведывательным орбитальным аппаратом.
  • Лавина поближе.
    Лавина поближе.
  • Облака пыли поднимаются над скалой глубиной 700 метров (2300 футов).
    Облака пыли поднимаются над скалой глубиной 700 метров (2300 футов).
  • Фотография в масштабе демонстрирует размеры лавины.
    Фотография в масштабе демонстрирует размеры лавины.

Возможные пещеры

[ редактировать ]

Ученые НАСА, изучающие снимки «Одиссея», космического корабля обнаружили, возможно, семь пещер на склонах Арсия Монс вулкана на Марсе . Входы в ямы имеют ширину от 100 до 252 метров (от 328 до 827 футов) и глубину от 73 до 96 метров (от 240 до 315 футов). См. изображение ниже: ямы были неофициально названы (A) Дена, (B) Хлоя, (C) Венди, (D) Энни, (E) Эбби (слева) и Никки и (F) Жанна. Было обнаружено дно Дены, глубина которого составила 130 метров. [ 90 ] Дальнейшее расследование показало, что это не обязательно были «световые люки» из лавовых трубок. [ 91 ] Просмотр изображений привел к еще большему количеству открытий глубоких ям. [ 92 ] Недавно глобальная база данных (MG C 3 ) из более чем 1000 кандидатов на марсианские пещеры в Тарсис Монтес была разработана Научным центром астрогеологии Геологической службы США . [ 93 ] В 2021 году ученые будут применять алгоритмы машинного обучения , чтобы расширить возможности MG C. 3 база данных по всей поверхности Марса. [ 94 ]

Было высказано предположение, что люди-исследователи Марса могли бы использовать лавовые трубы в качестве убежищ. Пещеры могут быть единственными природными структурами, обеспечивающими защиту от микрометеороидов , ультрафиолетового излучения , солнечных вспышек и частиц высокой энергии , бомбардирующих поверхность планеты. [ 95 ] Эти особенности могут улучшить сохранение биосигнатур в течение длительных периодов времени и сделать пещеры привлекательным объектом астробиологии в поисках доказательств жизни за пределами Земли. [ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]

Перевернутый рельеф

[ редактировать ]
Основная статья: Перевернутый рельеф

В некоторых областях Марса наблюдается перевернутый рельеф, где элементы, которые когда-то были впадинами, например, ручьями, теперь находятся над поверхностью. Считается, что такие материалы, как крупные камни, откладывались в низменных районах. Позднее ветровая эрозия удалила большую часть поверхностных слоев, но оставила после себя более устойчивые отложения. Другими способами создания перевернутого рельефа могут быть лава, стекающая по руслу реки, или материалы, сцементированные минералами, растворенными в воде. На Земле материалы, сцементированные кремнеземом, обладают высокой устойчивостью ко всем видам эрозионных сил. Примеры перевернутых каналов на Земле можно найти в формации Сидар-Маунтин недалеко от Грин-Ривер, штат Юта . Перевернутый рельеф в форме ручьев — еще одно свидетельство того, что вода текла по поверхности Марса в прошлые времена. [ 99 ] Перевернутый рельеф в виде русел позволяет предположить, что в момент образования перевернутых русел климат был другим — гораздо более влажным.

В статье, опубликованной в 2010 году, большая группа учёных поддержала идею поиска жизни в кратере Миямото из-за перевернутых каналов рек и минералов, указывающих на присутствие воды в прошлом. [ 100 ]

Изображения примеров перевернутого рельефа из различных частей Марса показаны ниже.

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ П. Засада (2013) Обобщенная геологическая карта Марса, 1: 140.000.000, Ссылка на источник .
  2. ^ Грили, Рональд (1993). Планетарные пейзажи (2-е изд.). Нью-Йорк: Чепмен и Холл. п. 1. ISBN  0-412-05181-8 .
  3. ^ «Всемирные слова: ареолог» . Всемирные слова . Проверено 11 октября 2017 г.
  4. ^ «Ареологическое общество» . Ареологическое общество . Архивировано из оригинала 07.11.2021 . Проверено 7 ноября 2021 г.
  5. ^ Танака, Кеннет Л.; Скиннер, Джеймс А. младший; Дом, Джеймс М.; Ирвин, Россман П., III; Колб, Эрик Дж.; Фортеццо, Кори М.; Платц, Томас; Майкл, Грегори Г.; Хэйр, Трент М. (14 июля 2014 г.). «Геологическая карта Марса – 2014» . Геологическая служба США . Проверено 22 июля 2014 г. {{cite web}}: CS1 maint: несколько имен: список авторов ( ссылка )
  6. ^ Криш, Джошуа А. (22 июля 2014 г.). «Совершенно новый взгляд на лицо Марса» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 22 июля 2014 г.
  7. ^ Персонал (14 июля 2014 г.). «Марс — Геологическая карта — Видео (00:56)» . Геологическая служба США . Проверено 22 июля 2014 г.
  8. ^ Чанг, Кеннет (30 апреля 2018 г.). «Mars InSight: Путешествие НАСА к глубочайшим загадкам Красной планеты» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 30 апреля 2018 г.
  9. ^ Чанг, Кеннет (5 мая 2018 г.). «InSight НАСА отправляется в шестимесячное путешествие на Марс» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 5 мая 2018 г.
  10. ^ Посадочный модуль InSight завершает развертывание сейсмометра на Марсе. Стивен Кларк, «Космический полет сейчас» . 4 февраля 2019 г.
  11. ^ Эндрюс, Робин Джордж (25 октября 2023 г.). «Под поверхностью Марса скрывается радиоактивное море магмы. Это открытие помогло показать, почему ядро ​​красной планеты не так велико, как предполагалось ранее» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 25 октября 2023 года . Проверено 26 октября 2023 г.
  12. ^ Уоттерс, Томас Р.; Макговерн, Патрик Дж.; Ирвин III, Россман П. (2007). «Раздельные полушария: дихотомия земной коры на Марсе» (PDF) . Анну. Преподобный Планета Земля. Наука . 35 (1): 621–652 [624, 626]. Бибкод : 2007AREPS..35..621W . doi : 10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 . Архивировано из оригинала (PDF) 20 июля 2011 г.
  13. ^ Карр 2006 , стр. 78–79.
  14. ^ Зубер, Монтана; Соломон, Южная Каролина; Филлипс, Р.Дж.; Смит, Делавэр; Тайлер, ГЛ; Ааронсон, О; Бальмино, Г; Банердт, ВБ; и др. (2000). «Внутренняя структура и ранняя термическая эволюция Марса по данным топографии и гравитации Mars Global Surveyor». Наука . 287 (5459): 1788–93. Бибкод : 2000Sci...287.1788Z . дои : 10.1126/science.287.5459.1788 . ПМИД   10710301 .
  15. ^ Нойманн, Джорджия (2004). «Строение коры Марса по данным гравитации и топографии» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 109 (Е8). Бибкод : 2004JGRE..109.8002N . дои : 10.1029/2004JE002262 .
  16. ^ Чангела, Хитеш Г.; Хацитеодоридис, Илия; Антунес, Эндрю; Бити, Дэвид; Боу, Кристиан; Бриджес, Джон К.; Капова, Клэр Анна; Кокелл, Чарльз С.; Конли, Кэтрин А.; Дадачева, Екатерина; Даллас, Тиффани Д. (декабрь 2021 г.). «Марс: новые открытия и нерешенные вопросы » Международный журнал астробиологии . 20 (6): 394–426. arXiv : 2112.00596 . Бибкод : 2021IJAsB..20..394C . дои : 10.1017/S1473550421000276 . ISSN   1473-5504 . S2CID   244773061 .
  17. ^ Вильгельмс, DE; Сквайрс, Юго-Запад (1984). «Дихотомия марсианского полушария может возникнуть из-за гигантского удара». Природа . 309 (5964): 138–140. Бибкод : 1984Natur.309..138W . дои : 10.1038/309138a0 . S2CID   4319084 .
  18. ^ Фрей, Герберт; Шульц, Ричард А. (1988). «Крупные ударные бассейны и происхождение мегаударов дихотомии коры Марса». Письма о геофизических исследованиях . 15 (3): 229–232. Бибкод : 1988GeoRL..15..229F . дои : 10.1029/GL015i003p00229 .
  19. ^ Эндрюс-Ханна, JC; и др. (2008). «Бассейн Бореалис и происхождение дихотомии марсианской коры». Природа . 453 (7199). стр. 1212–5; см. стр. 1212. Бибкод : 2008Natur.453.1212A . дои : 10.1038/nature07011 . ПМИД   18580944 . S2CID   1981671 .
  20. ^ Уайз, Дональд У.; Голомбек, Мэтью П.; МакГилл, Джордж Э. (1979). «Тектоническая эволюция Марса». Журнал геофизических исследований . 84 (Б14): 7934–7939. Бибкод : 1979JGR....84.7934W . дои : 10.1029/JB084iB14p07934 .
  21. ^ Элкинс-Тантон, Линда Т.; Хесс, Пол С.; Парментье, Э.М. (2005). «Возможное образование древней коры на Марсе в результате процессов магматического океана» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 110 (Е12): Е120С01. Бибкод : 2005JGRE..11012S01E . дои : 10.1029/2005JE002480 .
  22. ^ Сон, Норман Х. (1994). «Марсианская тектоника плит». Журнал геофизических исследований . 99 (Е3): 5639–5655. Бибкод : 1994JGR....99.5639S . дои : 10.1029/94JE00216 .
  23. ^ Леоне, Джованни; Тэкли, Пол Дж.; Геря, Тарас Васильевич; Мэй, Дэйв А.; Чжу, Гуйчжи (28 декабря 2014 г.). «Трехмерное моделирование гипотезы удара южного полярного гиганта, объясняющей происхождение марсианской дихотомии» . Письма о геофизических исследованиях . 41 (24): 2014GL062261. Бибкод : 2014GeoRL..41.8736L . дои : 10.1002/2014GL062261 . ISSN   1944-8007 .
  24. ^ Леоне, Джованни (01 января 2016 г.). «Выравнивание вулканических образований в южном полушарии Марса, вызванное миграцией мантийных плюмов». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 309 : 78–95. Бибкод : 2016JVGR..309...78L . doi : 10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028 .
  25. ^ О'Рурк, Джозеф Г.; Коренага, июнь (01 ноября 2012 г.). «Эволюция планеты земной группы в режиме застойной крышки: размерные эффекты и формирование самодестабилизирующейся коры». Икар . 221 (2): 1043–1060. arXiv : 1210.3838 . Бибкод : 2012Icar..221.1043O . дои : 10.1016/j.icarus.2012.10.015 . S2CID   19823214 .
  26. ^ Вонг, Тереза; Соломатов, Вячеслав С (2 июля 2015 г.). «К законам масштабирования для инициирования субдукции на планетах земной группы: ограничения двумерного моделирования стационарной конвекции» . Прогресс в науке о Земле и планетологии . 2 (1): 18. Бибкод : 2015PEPS....2...18W . дои : 10.1186/s40645-015-0041-x . ISSN   2197-4284 .
  27. ^ Уоттерс, TR; Макговерн, Патрик Дж.; Ирвин, Р.П. (2007). «Раздельные полушария: коровая дихотомия на Марсе». Анну. Преподобный Планета Земля. Наука . 35 (1): 630–635. Бибкод : 2007AREPS..35..621W . doi : 10.1146/annurev.earth.35.031306.140220 . S2CID   129936814 .
  28. ^ Соломон, Южная Каролина; Ааронсон, О; Орну, Ж.М.; Банердт, ВБ; Карр, Миннесота; Домбард, Эй Джей; Фрей, Х.В.; Голомбек, депутат; и др. (2005). «Новые перспективы древнего Марса» . Наука . 307 (5713): 1214–20. Бибкод : 2005Sci...307.1214S . дои : 10.1126/science.1101812 . hdl : 2060/20040191823 . ПМИД   15731435 . S2CID   27695591 .
  29. ^ Соломон, Шон К.; Хед, Джеймс В. (1982). «Эволюция марсианской провинции Тарсис: важность неоднородной толщины литосферы и вулканического строения». Дж. Геофиз. Рез . 87 (Б12): 9755–9774. Бибкод : 1982JGR....87.9755S . дои : 10.1029/JB087iB12p09755 .
  30. ^ Карр, MH (2007). Марс: поверхность и внутренняя часть в Энциклопедии Солнечной системы, 2-е изд., Макфадден, Л.-А. и др. Ред. Elsevier: Сан-Диего, Калифорния, стр.319.
  31. ^ Каттермоул, Питер Джон (2001). Марс: тайна раскрывается . Оксфорд: Издательство Оксфордского университета. п. 71. ИСБН  0-19-521726-8 .
  32. ^ Бойс, Дж. М. (2008) Смитсоновская книга Марса; Конеки и Конеки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, с. 13.
  33. ^ Карр, МХ; Сондерс, Р.С.; Стром Р.Г. (1984). Геология планет земной группы; Отделение научной и технической информации НАСА: Вашингтон, округ Колумбия, 1984, с. 223. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/geologyTerraPlanets/
  34. ^ Хартманн 2003 , стр. 70–73.
  35. ^ Каргель, Дж.С.; Стром, Р.Г. (1992). «Древнее оледенение Марса». Геология . 20 (1): 3–7. Бибкод : 1992Geo....20....3K . doi : 10.1130/0091-7613(1992)020<0003:AGOM>2.3.CO;2 .
  36. ^ Каргель, Дж. С. (2004) Марс: более теплая и влажная планета; Springer-Praxis: Лондон, с. 52.
  37. ^ Карр 2006 , с. 95
  38. ^ Хартманн 2003 , с. 316
  39. ^ Карр 2006 , с. 114
  40. ^ Леоне, Джованни (01 мая 2014 г.). «Сеть лавовых трубок как источник происхождения Labyrinthus Noctis и Valles Marineris на Марсе». Журнал вулканологии и геотермальных исследований . 277 : 1–8. Бибкод : 2014JVGR..277....1L . doi : 10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011 .
  41. ^ Бейкер, Виктор Р. (2001). «Вода и марсианский пейзаж». Природа . 412 (6843). стр. 228–36; см. стр. 231 Рис. 5. Бибкод : 2001Natur.412..228B . дои : 10.1038/35084172 . ПМИД   11449284 . S2CID   4431293 .
  42. ^ Шихан, В. (1996). Планета Марс: история наблюдений и открытий; Издательство Университета Аризоны: Тусон, с. 25. http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/contents.htm. Архивировано 11 сентября 2017 г. в Wayback Machine .
  43. ^ Лейтон, РБ; Мюррей, Британская Колумбия (1966). «Поведение углекислого газа и других летучих веществ на Марсе». Наука . 153 (3732): 136–144. Бибкод : 1966Sci...153..136L . дои : 10.1126/science.153.3732.136 . ПМИД   17831495 . S2CID   28087958 .
  44. ^ Карр 2006 , с. 1
  45. ^ Арвидсон, Раймонд Э.; Гиннесс, Эдвард А.; Дейл-Баннистер, Мэри А.; Адамс, Джон; Смит, Милтон; Кристенсен, Филип Р.; Певец, Роберт Б. (1989). «Природа и распространение поверхностных отложений в равнине Хрис и ее окрестностях, Марс». Дж. Геофиз. Рез . 94 (Б2): 1573–1587. Бибкод : 1989JGR....94.1573A . дои : 10.1029/JB094iB02p01573 .
  46. ^ Лейтон, РБ; Мюррей, Британская Колумбия; Шарп, Р.П.; Аллен, доктор медицинских наук; Слоан, РК (1965). «Маринер IV Фотография Марса: первые результаты». Наука . 149 (3684): 627–630. Бибкод : 1965Sci...149..627L . дои : 10.1126/science.149.3684.627 . ПМИД   17747569 . S2CID   43407530 .
  47. ^ Лейтон, РБ; Горовиц, Нью-Хэмпшир; Мюррей, Британская Колумбия; Шарп, Р.П.; Херриман, А.Х.; Янг, АТ; Смит, бакалавр; Дэвис, Мэн; Леови, CB (1969). «Телевизионные изображения Маринера 6 и 7: предварительный анализ». Наука . 166 (3901): 49–67. Бибкод : 1969Sci...166...49L . дои : 10.1126/science.166.3901.49 . ПМИД   17769751 .
  48. ^ Пайк, Р.Дж. (1980). «Формирование сложных ударных кратеров: данные Марса и других планет». Икар . 43 (1): 1–19 [5]. Бибкод : 1980Icar...43....1P . дои : 10.1016/0019-1035(80)90083-4 .
  49. ^ Карр 2006 , стр. 24–27.
  50. ^ Jump up to: а б Стром, Р.Г.; Крофт, СК; Барлоу, Н.Г. (1992). «Запись о марсианских кратерах» . В Киффере, Х.Х.; Якоски, Б.М.; Снайдер, CW; и др. (ред.). Марс . Тусон: Издательство Университета Аризоны. стр. 384–385. ISBN  978-0-8165-1257-7 .
  51. ^ Барлоу, Н.Г. (1988). «Распределение размеров кратеров и частоты и пересмотренная марсианская относительная хронология». Икар . 75 (2): 285–305. Бибкод : 1988Icar...75..285B . дои : 10.1016/0019-1035(88)90006-1 .
  52. ^ Хейл, Вашингтон; Хед, JW (1981). Лунная планета. наук. XII, стр. 386-388. (аннотация 1135). http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1981/pdf/1135.pdf
  53. ^ Сквайрс, Стивен В.; Карр, Майкл Х. (1986). «Геоморфические доказательства распространения подземного льда на Марсе» . Наука . 231 (4735): 249–252. Бибкод : 1986Sci...231..249S . дои : 10.1126/science.231.4735.249 . ПМИД   17769645 . S2CID   34239136 .
  54. ^ Уолтер С. Кифер (2004). «Максимальный удар — ударные кратеры в Солнечной системе» . Исследование Солнечной системы НАСА . Архивировано из оригинала 29 сентября 2006 г. Проверено 14 мая 2007 г.
  55. ^ Хартманн 2003 , стр. 99–100.
  56. ^ «Вид Марса с орбитального корабля «Викинг»» . НАСА . Проверено 16 марта 2007 г.
  57. ^ Бойс, Дж. М. Смитсоновская книга Марса; Конеки и Конеки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, 2008, с. 203.
  58. ^ Барлоу, Нью-Йорк; Бойс, Джозеф М.; Костард, Франсуа М.; Крэддок, Роберт А.; Гарвин, Джеймс Б.; Сакимото, Сьюзен Э.Х.; Кузьмин Руслан О.; Родди, Дэвид Дж.; Содерблом, Лоуренс А. (2000). «Стандартизация номенклатуры морфологий выбросов марсианского ударного кратера» . Дж. Геофиз. Рез . 105 (Е11): 26, 733–8. Бибкод : 2000JGR...10526733B . дои : 10.1029/2000JE001258 . hdl : 10088/3221 .
  59. ^ Надин Барлоу. «Камни, ветер и лед» . Лунно-планетарный институт . Проверено 15 марта 2007 г.
  60. ^ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 [ постоянная мертвая ссылка ]
  61. ^ Бличер, Дж. и С. Сакимото. Кратеры на пьедестале: инструмент для интерпретации геологической истории и оценки скорости эрозии . ЛПСК
  62. ^ «Пьедестал-кратеры в Утопии — миссия Mars Odyssey THEMIS» . themis.asu.edu . Проверено 29 марта 2018 г.
  63. ^ Jump up to: а б Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсоходом НАСА помогли отследить марсианские минералы» . НАСА . Архивировано из оригинала 3 июня 2016 года . Проверено 31 октября 2012 г.
  64. ^ Вулперт, Стюарт (9 августа 2012 г.). «Ученый Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе обнаружил тектонику плит на Марсе» . Инь, Ан . Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе. Архивировано из оригинала 14 августа 2012 года . Проверено 11 августа 2012 г.
  65. ^ «Марсианский метан показывает, что Красная планета не мертвая планета» . НАСА . Июль 2009 г. Архивировано из оригинала 17 января 2009 г. Проверено 7 декабря 2010 г.
  66. ^ «Охота на молодые потоки лавы» . Письма о геофизических исследованиях . Красная Планета. 1 июня 2011 года . Проверено 4 октября 2013 г.
  67. ^ Новости НАСА (22 июня 2016 г.), «Ученые НАСА обнаружили неожиданный минерал на Марсе» , NASA Media , получено 23 июня 2016 г.
  68. ^ Крэддок, РА; Ховард, AD (2002). «Доказательства выпадения осадков на теплом и влажном раннем Марсе» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез . 107 (Е11): 21-1–21-36. Бибкод : 2002JGRE..107.5111C . дои : 10.1029/2001je001505 . Архивировано из оригинала (PDF) 7 декабря 2022 г. Проверено 9 сентября 2019 г.
  69. ^ Jump up to: а б Карр, М. 2006. Поверхность Марса. Издательство Кембриджского университета. ISBN   978-0-521-87201-0
  70. ^ Гротцингер, Дж. и Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. СЕРМ
  71. ^ Салезе, Ф.; Ди Ахилле, Г.; Неземанн, А.; Ори, Г.Г.; Хаубер, Э. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеофлювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс» . Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 121 (2): 194–232. Бибкод : 2016JGRE..121..194S . дои : 10.1002/2015JE004891 . S2CID   130651090 .
  72. ^ Патрик Засада (2013/14): Градация внеземных речных отложений, связанная с гравитацией. - З. геол. Висс. 41/42 (3): 167–183. Абстрактный
  73. ^ Jump up to: а б «Ровер Opportunity обнаружил убедительные доказательства того, что Meridiani Planum был влажным» . Проверено 8 июля 2006 г.
  74. ^ SW Squyres и AH Knoll, Осадочная геология на Meridiani Planum, Марс, Elsevier, Амстердам, ISBN   978-0-444-52250-4 (2005 г.); перепечатано из Earth and Planetary Science Letters, Vol. 240 , № 1 (2005).
  75. ^ Засада, П., 2013: Формирование марсианской породы «Джейк Матиевич» . – Sternzeit , выпуск 2/2013 : 98 и далее (на немецком языке).
  76. ^ Эдгар, Лорен А.; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М.; Льюис, Кевин В.; Кокурек, Гэри А.; Андерсон, Райан Б.; Белл, Джеймс Ф.; Дромар, Жиль; Эджетт, Кеннет С. (21 июня 2017 г.). «Шалер: анализ на месте речных осадочных отложений на Марсе» . Седиментология . 65 (1): 96–122. дои : 10.1111/сед.12370 . hdl : 10044/1/45021 . ISSN   0037-0746 .
  77. ^ Гротцингер, JP; Самнер, ДЮ; Ках, ЛК; Стек, К.; Гупта, С.; Эдгар, Л.; Рубин, Д.; Льюис, К.; Шибер, Дж. (24 января 2014 г.). «Пригодная для жизни речная и озерная среда в заливе Йеллоунайф, кратер Гейла, Марс» . Наука . 343 (6169): 1242777. Бибкод : 2014Sci...343A.386G . дои : 10.1126/science.1242777 . hdl : 2060/20150008374 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   24324272 . S2CID   52836398 . Архивировано из оригинала 25 ноября 2021 г. Проверено 13 мая 2021 г.
  78. ^ Шибер, Юрген; Биш, Дэвид; Коулман, Макс; Рид, Марк; Хаусрат, Элизабет М.; Косгроув, Джон; Гупта, Санджив; Минитти, Мишель Э.; Эджетт, Кеннет С. (30 ноября 2016 г.). «Встречи с неземным аргиллитом: понимание первого аргиллита, найденного на Марсе». Седиментология . 64 (2): 311–358. дои : 10.1111/сед.12318 . hdl : 10044/1/44405 . ISSN   0037-0746 . S2CID   132043964 .
  79. ^ Хейс, АГ; Гротцингер, JP; Эдгар, Луизиана; Сквайрс, Юго-Запад; Уоттерс, Вашингтон; Золь-Дикштейн, Дж. (19 апреля 2011 г.). «Реконструкция эоловых пластов и палеотечений из косослоистых слоев кратера Виктория, Меридиани-Планум, Марс» (PDF) . Журнал геофизических исследований . 116 (Е7): E00F21. Бибкод : 2011JGRE..116.0F21H . дои : 10.1029/2010je003688 . ISSN   0148-0227 .
  80. ^ Бэнхэм, Стивен Г.; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М.; Уоткинс, Джессика А.; Самнер, Дон Ю.; Эджетт, Кеннет С.; Гротцингер, Джон П.; Льюис, Кевин В.; Эдгар, Лорен А. (12 апреля 2018 г.). «Древние марсианские эоловые процессы и палеоморфология, реконструированные на основе формации Стимсон на нижнем склоне горы Эолида, кратер Гейла, Марс» . Седиментология . 65 (4): 993–1042. Бибкод : 2018Седим..65..993Б . дои : 10.1111/сед.12469 . hdl : 10044/1/56923 . ISSN   0037-0746 .
  81. ^ Бэнхэм, Стивен Г.; Гупта, Санджив; Рубин, Дэвид М.; Эджетт, Кеннет С.; Барнс, Роберт; Бик, Джейсон Ван; Уоткинс, Джессика А.; Эдгар, Лорен А.; Федо, Кристофер М.; Уильямс, Ребекка М.; Стек, Кэтрин М. (2021). «Наскальная летопись сложных эоловых пластов в ландшафте гесперийской пустыни: формация Стимсон, обнаруженная в холмах Мюррей, кратер Гейла, Марс» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 126 (4): e2020JE006554. Бибкод : 2021JGRE..12606554B . дои : 10.1029/2020JE006554 . ISSN   2169-9100 .
  82. ^ Эндрюс-Ханна, JC; Филлипс, Р.Дж.; Зубер, МТ (2007). «Meridiani Planum и глобальная гидрология Марса». Природа . 446 (7132): 163–166. Бибкод : 2007Natur.446..163A . дои : 10.1038/nature05594 . ПМИД   17344848 . S2CID   4428510 .
  83. ^ Эндрюс; Ханна, Джей Си; Зубер, Монтана; Арвидсон, RE; Уайзман, С.М. (2010). «Ранняя марсианская гидрология: отложения Меридиана и осадочная летопись Аравийской Терры». Дж. Геофиз. Рез 115 (Е6):E06002. Бибкод : 2010JGRE..115.6002A . дои : 10.1029/2009JE003485 . hdl : 1721.1/74246 .
  84. ^ Гротцингер, JP; и др. (2005). «Стратиграфия и седиментология от сухой до влажной эоловой системы осадконакопления, формация Бернс, Меридиани Планум, Марс». Планета Земля. наук. Летт . 240 (1): 11–72. Бибкод : 2005E&PSL.240...11G . дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.039 .
  85. ^ МакЛеннан, С.М.; и др. (2005). «Происхождение и диагенез эвапоритсодержащей формации Бернс, Меридиани Планум, Марс». Планета Земля. наук. Летт . 240 (1): 95–121. Бибкод : 2005E&PSL.240...95M . дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.041 .
  86. ^ Сквайрс, Юго-Запад; Нолл, АХ (2005). «Осадочные породы на Плануме Меридиани: происхождение, диагенез и значение жизни на Марсе». Планета Земля. наук. Летт . 240 (1): 1–10. Бибкод : 2005E&PSL.240....1S . дои : 10.1016/j.epsl.2005.09.038 .
  87. ^ Сквайрс, Юго-Запад; и др. (2006). «Два года на Плануме Меридиани: результаты марсохода Opportunity» (PDF) . Наука . 313 (5792): 1403–1407. Бибкод : 2006Sci...313.1403S . дои : 10.1126/science.1130890 . ПМИД   16959999 . S2CID   17643218 .
  88. ^ М. Уайзман, Дж. К. Эндрюс-Ханна, Р. Э. Арвидсон3, Дж. Ф. Мастард, К. Дж. Забруски РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ГИДРАТНЫХ СУЛЬФАТОВ ПО ТЕРРЕ АРАВИИ С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ДАННЫХ CRISM: ПОСЛЕДСТВИЯ ДЛЯ МАРИАНСКОЙ ГИДРОЛОГИИ. 42-я конференция по наукам о Луне и планетах (2011) 2133.pdf
  89. ^ DiscoveryChannel.ca - Марсианская лавина снята на камеру. Архивировано 12 мая 2012 г. в Wayback Machine.
  90. ^ Ринкон, Пол (17 марта 2007 г.). « На Марсе обнаружены входы в пещеры» . Новости Би-би-си .
  91. ^ Сига, Дэвид (август 2007 г.). «Странная марсианская особенность, в конце концов, это не «бездонная» пещера» . Новый учёный . Проверено 1 июля 2010 г.
  92. ^ «Подростковый проект обогнал НАСА и обнаружил дыру в марсианской пещере» . АФП. 23 июня 2010 г. Архивировано из оригинала 28 июня 2010 года . Проверено 1 июля 2010 г.
  93. ^ «Пещеры Марса» . www.usgs.gov . Проверено 3 августа 2021 г.
  94. ^ Ноджуми, Г.; Поццобон, Р.; Росси, AP (март 2021 г.). «Обнаружение объектов глубокого обучения для картирования пещер-кандидатов на Марсе: создание Глобального каталога пещер-кандидатов Марса (MGC^3)» . Конференция по науке о Луне и планетах (2548): 1316. Бибкод : 2021LPI....52.1316N .
  95. ^ Томпсон, Андреа (26 октября 2009 г.). «Марсианские пещеры могут защитить микробов (или астронавтов)» . Space.com . Проверено 1 июля 2010 г.
  96. ^ Подготовка к миссии роботизированной астробиологии в лавовые пещеры на Марсе: Проект BRAILLE в Национальном памятнике «Лавовые пласты». 42-я Научная ассамблея КОСПАР. Состоялось 14–22 июля 2018 г. в Пасадене, Калифорния, США. ID аннотации: F3.1-13-18.
  97. ^ Марсианский проект Брайля . НАСА. Доступ: 6 февраля 2019 г.
  98. ^ Марсианские пещеры как кандидаты в особые регионы: моделирование в ANSYS. Свободно рассказывает о том, как выглядят пещеры на Марсе и каковы будут их условия, чтобы их можно было считать особыми регионами. Патрик Олссон. Студенческая диссертация. Технологический университет Лулео. ДиВА, идентификатор: diva2:1250576. 2018.
  99. ^ «HiRISE | Перевернутые каналы к северу от пропасти Ювенте (PSP_006770_1760)» . Hirise.lpl.arizona.edu . Проверено 16 января 2012 г.
  100. ^ Ньюсом, Хортон Э.; Ланца, Нина Л.; Оллила, Энн М.; Уайзман, Сандра М.; Руш, Тед Л.; Марш, Джузеппе А.; Торнабене, Ливио Л.; Окубо, Крис Х.; и др. (2010). «Отложения перевернутого канала на дне кратера Миямото, Марс». Икар . 205 (1): 64–72. Бибкод : 2010Icar..205...64N . дои : 10.1016/j.icarus.2009.03.030 .

Библиография

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Geology_of_Mars&oldid=1238520439"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 1e067779409f957b751b5a8a2b695a8d__1722752820
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/1e/8d/1e067779409f957b751b5a8a2b695a8d.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Geology of Mars - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)