✖


Jump to content

Вулканизм на Марсе

(Перенаправлено из Вулканологии Марса )

«Маринер-9» Изображение горы Аскрей с корабля . [1] Это одно из первых изображений, показывающих, что на Марсе есть большие вулканы.
Изображение THEMIS потоков лавы с лопастными краями (из Арсия Монс ) вулкана
Использование Земли, чтобы понять, как вода могла повлиять на вулканы на Марсе

Вулканическая активность, или вулканизм , сыграла значительную роль в геологической эволюции Марса . [2] в 1972 году учёным было известно, Со времени миссии «Маринер-9» что вулканические образования покрывают большую часть поверхности Марса. Эти особенности включают обширные потоки лавы , обширные лавовые равнины и крупнейшие известные вулканы в Солнечной системе . [3] [4] Возраст марсианских вулканических образований варьируется от нойского периода (>3,7 миллиардов лет) до позднего амазонского периода (<500 миллионов лет), что указывает на то, что планета была вулканически активной на протяжении всей своей истории. [5] и некоторые предполагают, что, вероятно, так происходит и сегодня. [6] [7] [8] И Марс, и Земля — большие, дифференцированные планеты, построенные из схожих хондритических материалов. [9] Многие из тех же магматических можно было применить одни и те же названия процессов, которые происходят на Земле, происходили и на Марсе, и обе планеты достаточно схожи по составу, чтобы к их магматическим породам .

Фон

[ редактировать ]

Вулканизм — это процесс, при котором магма из недр планеты поднимается через кору и извергается на поверхность. Извергнутые материалы состоят из расплавленной породы ( лавы ), горячих обломков ( тефры или пепла) и газов . Вулканизм – это основной способ, которым планеты выделяют свое внутреннее тепло. Извержения вулканов создают характерные формы рельефа , типы горных пород и ландшафты , которые дают представление о химическом составе, термическом состоянии и истории недр планеты. [10]

Магма представляет собой сложную высокотемпературную смесь расплавленных силикатов , взвешенных кристаллов и растворенных газов. Магма на Марсе, вероятно, поднимается аналогично тому, как это происходит на Земле. [11] Он поднимается через нижнюю кору в диапировых телах, менее плотных, чем окружающий материал. По мере того, как магма поднимается, она в конечном итоге достигает областей с более низкой плотностью. Когда плотность магмы соответствует плотности вмещающей породы, плавучесть нейтрализуется и магматическое тело останавливается. В этот момент он может образовать магматический очаг и распространиться по бокам в сеть даек и силлов . Впоследствии магма может охладиться и затвердеть, образуя интрузивные магматические тела ( плутоны ). По оценкам геологов, около 80% магмы, образующейся на Земле, задерживается в земной коре и никогда не достигает поверхности. [12]

Схематические диаграммы, показывающие принципы фракционной кристаллизации в магме . При охлаждении состав магмы меняется, поскольку из расплава кристаллизуются различные минералы. 1 : оливин кристаллизуется; 2 оливин и пироксен : кристаллизуются ; 3 пироксен и плагиоклаз : кристаллизуются ; 4 : плагиоклаз кристаллизуется. На дне резервуара магмы образуется кумулятивная порода .

По мере того как магма поднимается и остывает, она претерпевает множество сложных и динамичных изменений состава. Более тяжелые минералы могут кристаллизоваться и оседать на дно магматического очага. Магма также может ассимилировать части вмещающей породы или смешиваться с другими порциями магмы. Эти процессы изменяют состав оставшегося расплава, так что любая магма, достигающая поверхности, может химически сильно отличаться от исходного расплава. Говорят, что магмы, подвергшиеся таким изменениям, «эволюционировали», чтобы отличить их от «примитивных» магм, которые больше напоминают состав своего мантийного источника. (См. магматическую дифференциацию и фракционную кристаллизацию .) Более высокоразвитые магмы обычно являются кислыми , которые обогащены кремнеземом , летучими веществами и другими легкими элементами по сравнению с примитивными магмами, богатыми железом и магнием ( основными ). активности планеты Степень и масштабы эволюции магмы с течением времени являются показателем уровня внутреннего тепла и тектонической . Континентальная кора Земли состоит из развитого гранита. породы, образовавшиеся в результате многих эпизодов магматической переработки. Эволюционировавшие магматические породы гораздо реже встречаются на холодных мертвых телах, таких как Луна. Марс, занимающий промежуточное положение по размеру между Землей и Луной, считается промежуточным по уровню магматической активности.

На меньших глубинах земной коры литостатическое давление на магматическое тело уменьшается. Пониженное давление может привести к выделению газов ( летучих веществ ), таких как диоксид углерода и водяной пар, из расплава в пену из пузырьков газа. Зарождение тефры пузырьков вызывает быстрое расширение и охлаждение окружающего расплава, в результате чего образуются стеклянные осколки, которые могут взрывным образом извергаться в виде ( также называемой пирокластикой ). Мелкозернистую тефру обычно называют вулканическим пеплом . Извергается ли вулкан взрывным или эффузивным образом в виде жидкой лавы, зависит от состава расплава. Кислые магмы андезитового и риолитового состава склонны к эксплозивному извержению. Они очень вязкие (густые и липкие) и богаты растворенными газами. С другой стороны, основные магмы содержат мало летучих веществ и обычно извергаются эффузивно в виде потоков базальтовой лавы. Однако это лишь обобщения. Например, магма, которая внезапно вступает в контакт с грунтовыми или поверхностными водами, может бурно извергаться в виде паровых взрывов, называемых гидромагматическими (гидромагматическими). фреатомагматические или фреатические ) извержения. Извергающаяся магма также может вести себя по-разному на планетах с разным внутренним составом, атмосферой и гравитационными полями .

Различия в вулканических стилях Земли и Марса

[ редактировать ]
Планета Марс — летучие газы ( марсоход Curiosity , октябрь 2012 г.)

Самая распространенная форма вулканизма на Земле — базальтовая. Базальты — это экструзивные магматические породы, образовавшиеся в результате частичного плавления верхней мантии. Они богаты железа и магния ( мафическими ) минералами и обычно темно-серого цвета. Основной тип вулканизма на Марсе почти наверняка тоже базальтовый. [13] На Земле базальтовая магма обычно извергается в виде высокожидких потоков, которые либо выходят непосредственно из жерл, либо образуются в результате слияния расплавленных сгустков у основания фонтанов лавы ( гавайское извержение ). Эти стили также распространены на Марсе, но более низкая гравитация и атмосферное давление на Марсе позволяют зарождению газовых пузырей (см. Выше) происходить быстрее и на большей глубине, чем на Земле. Как следствие, марсианские базальтовые вулканы также способны извергать большое количество пепла в результате извержений плинианского типа . При Плинианском извержении горячий пепел попадает в атмосферу, образуя огромный конвективный столб (облако). Если в атмосфере недостаточно атмосферы, колонна может разрушиться с образованием пирокластических потоков . [14] Плинианские извержения редки в базальтовых вулканах на Земле, где такие извержения чаще всего связаны с богатой кремнеземом андезитовой или риолитовой магмой (например, гора Сент-Хеленс ).

Поскольку более низкая гравитация Марса создает меньшую силу плавучести для магмы, поднимающейся через земную кору, считается, что магматические камеры , питающие вулканы на Марсе, глубже и намного больше, чем на Земле. [15] Если магматическое тело на Марсе должно подойти достаточно близко к поверхности, чтобы извергнуться до затвердевания, оно должно быть большим. Следовательно, извержения на Марсе происходят реже, чем на Земле, но, когда они все же происходят, имеют огромные масштабы и скорость извержений. Несколько парадоксально, но более низкая гравитация Марса также позволяет создавать более длинные и обширные потоки лавы. Извержения лавы на Марсе могут быть невообразимо огромными. Огромный поток лавы размером со штат Орегон недавно был описан в западной части Elysium Planitia . Считается, что поток бурно распространялся в течение нескольких недель и считается одним из самых молодых потоков лавы на Марсе. [16] [17]

Первое рентгеновское дифракционное изображение марсианской почвы – анализ CheMin обнаруживает минералы (включая полевой шпат , пироксены и оливин ), напоминающие о «выветрелых базальтовых почвах » вулканов на Гавайях ( марсоход Curiosity в « Рокнесте », 2012). [18] Каждое кольцо представляет собой дифракционный пик, соответствующий определенному расстоянию между атомами, которое достаточно уникально для идентификации минералов. Меньшие кольца соответствуют более крупным характеристикам и наоборот.

Тектонические условия вулканов на Земле и Марсе сильно различаются. Большинство активных вулканов на Земле расположены длинными линейными цепочками вдоль границ плит либо в зонах, где литосфера расширяется ( дивергентные границы ), либо погружается обратно в мантию ( конвергентные границы ). Поскольку на Марсе в настоящее время отсутствует тектоника плит , вулканы там не демонстрируют такую ​​же глобальную картину, как на Земле. Марсианские вулканы больше похожи на земные вулканы средней плиты, такие как вулканы на Гавайских островах , которые, как полагают, образовались над стационарным мантийным шлейфом . [19] (См. «Горячая точка » .) Парагенетическая тефра из гавайского шлакового конуса добывалась для создания имитатора марсианского реголита , который исследователи могли бы использовать с 1998 года. [20] [21]

Самые крупные и наиболее заметные вулканы на Марсе находятся в Тарсис и Элизиум регионах . Эти вулканы поразительно похожи на щитовые вулканы на Земле. Оба имеют пологие склоны и кальдеры на вершинах . Основное отличие марсианских щитовых вулканов от земных заключается в размерах: марсианские щитовые вулканы поистине колоссальны. Например, самый высокий вулкан на Марсе, Олимп , имеет диаметр 550 км и высоту 21 км. Его объем почти в 100 раз превышает объем Мауна-Лоа на Гавайях , крупнейшего действующего щитового вулкана на Земле. Геологи считают, что одна из причин того, что вулканы на Марсе могут достигать таких размеров, заключается в том, что на Марсе отсутствует тектоника плит. Марсианская литосфера не скользит по верхней мантии ( астеносфере ), как на Земле, поэтому лава из стационарной горячей точки способна скапливаться в одном месте на поверхности в течение миллиарда лет и дольше.

В 2012 году 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 » вулканов на Гавайях . [18] В 2015 году тот же марсоход обнаружил тридимит в образце породы из кратера Гейла, что заставило ученых поверить в то, что кислый вулканизм мог сыграть гораздо более распространенную роль в вулканической истории планеты, чем считалось ранее. [22]

Вулканическая провинция Тарсис

[ редактировать ]
Раскрашенная MOLA карта западного полушария Марса с затененным рельефом, показывающая выпуклость Тарсиды (оттенки красного и коричневого). Высокие вулканы кажутся белыми.
Изображение орбитального аппарата «Викинг» трех гор Фарсида : горы Арсии (внизу), горы Павониса (в центре) и горы Аскрея (вверху).

В западном полушарии Марса преобладает массивный вулкано-тектонический комплекс, известный как регион Тарсис или выпуклость Тарсис. Эта огромная возвышенная структура имеет тысячи километров в диаметре и покрывает до 25% поверхности планеты. [23] Находясь в среднем на высоте 7–10 км над отсчетом (марсианский «уровень моря»), Тарсис содержит самые высокие возвышенности на планете. Три огромных вулкана, Аскрей Монс , Павонис Монс и Арсия Монс (известные под общим названием Тарсис Монтес ), расположены на северо-востоке-юго-западе вдоль гребня выступа. Обширная гора Альба (ранее Альба Патера) занимает северную часть региона. Огромный щитовой вулкан Олимп Монс расположен у главной выпуклости, на западной окраине провинции.

Выступ Тарсиды, созданный бесчисленными поколениями потоков лавы и пепла, содержит одни из самых молодых потоков лавы на Марсе, но сам выступ считается очень древним. Геологические данные указывают на то, что большая часть массы Фарсиды находилась на месте к концу Ноахского периода, около 3,7 миллиардов лет назад (Gya). [24] Тарсис настолько массивен, что оказал огромное давление планеты на литосферу , создав огромные трещины растяжения ( грабены и рифтовые долины ), которые простираются на половину планеты. [25] Масса Фарсиды могла даже изменить ориентацию оси вращения Марса, вызвав изменения климата. [26] [27]

Горы Фарсис

[ редактировать ]
Топографическая карта с центром на Олимпе и Фарсиде.

Три горы Тарсис представляют собой щитовые вулканы с центром вблизи экватора на 247° восточной долготы. Все они имеют диаметр несколько сотен километров и высоту от 14 до 18 км. Гора Арсия , самая южная из группы, имеет большую вершинную кальдеру диаметром 130 километров (81 миль) и глубиной 1,3 километра (0,81 мили). Павонис Монс , средний вулкан, имеет две вложенные друг в друга кальдеры, глубина меньшей из которых составляет почти 5 километров (3,1 мили). Гора Аскрей на севере имеет сложную систему взаимосвязанных кальдер и долгую историю извержений, которая, как полагают, охватывает большую часть истории Марса. [28]

Три горы Тарсис находятся на расстоянии около 700 километров (430 миль) друг от друга. Они демонстрируют характерное выравнивание с северо-востока на юго-запад, что вызвало некоторый интерес. Церауниус Толус и Ураниус Монс следуют той же тенденции на северо-восток, а шлейфы молодых потоков лавы на флангах всех трех гор Фарсис выровнены в одной и той же ориентации с северо-востока на юго-запад. Эта линия ясно отмечает главную структурную особенность марсианской коры, но ее происхождение неясно.

Миски и миски

[ редактировать ]

Помимо больших щитовых вулканов, на Тарсисе есть ряд вулканов поменьше, называемых Толи и Патера . Толи представляют собой куполообразные сооружения со склонами, которые намного круче, чем у более крупных щитов Тарсиса. Их центральные кальдеры также довольно велики по сравнению с диаметром основания. Плотность ударных кратеров на многих толах указывает на то, что они старше больших щитов и образовались между поздним Ноахом и ранним гесперианским периодом. Церауниус Толус и Ураниус Толус имеют плотно расположенные склоны, что позволяет предположить, что поверхности склонов состоят из легко разрушаемого материала, такого как пепел. Возраст и морфология толи убедительно доказывают, что толи представляют собой вершины старых щитовых вулканов, которые в значительной степени были погребены под большой толщиной более молодых потоков лавы. [29] По одной из оценок, Тарсис Толи может быть погребен под слоем лавы глубиной до 4 км. [30]

Патера (мн. Paterae) в переводе с латыни означает неглубокую чашу для питья. Этот термин применялся к некоторым нечетким кратерам с зубчатыми краями, которые на ранних изображениях космических аппаратов выглядели как большие вулканические кальдеры. Меньшие патеры на Тарсисе морфологически похожи на толи, за исключением более крупных кальдер. Как и толи, патеры Тарсиса, вероятно, представляют собой вершины более крупных, ныне погребенных щитовых вулканов. Исторически термин «патера» использовался для описания всего строения некоторых вулканов на Марсе (например, Альба-Патера). В 2007 году Международный астрономический союз (МАС) переопределил термины «Альба-Патера» , «Уран-Патера» и «Улисс-Патера» , чтобы они относились только к центральным кальдерам этих вулканов. [31]

Олимп Монс

[ редактировать ]
Основная статья: Олимп Монс

Гора Олимп — самый молодой и самый высокий крупный вулкан на Марсе. Он расположен в 1200 км к северо-западу от Фарсис-Монтес, недалеко от западного края выступа Фарсис. Его вершина находится на высоте 21 км над нулевой отметкой (уровень «моря» Марса) и имеет центральный комплекс кальдер, состоящий из шести вложенных друг в друга кальдер, которые вместе образуют впадину шириной 72 х 91 км и глубиной 3,2 км. Как щитовой вулкан, он имеет чрезвычайно низкий профиль с пологими склонами, средний уклон которых составляет 4–5 градусов. Вулкан был образован многими тысячами отдельных потоков высокотекучей лавы. У подножия вулкана лежит неровный откос, местами высотой до 8 км, образующий своеобразный постамент, на котором восседает вулкан. В различных местах вокруг вулкана можно увидеть огромные потоки лавы, распространяющиеся на прилегающие равнины, засыпающие откос. На изображениях среднего разрешения (100 м/пиксель) поверхность вулкана имеет тонкую радиальную текстуру из-за бесчисленных потоков и выравниваемых лавовых каналов, выстилающих его склоны.

  • Широкий вид на ореол горы Олимп, откос и кальдеру.
    Широкий вид на ореол горы Олимп, откос и кальдеру.
  • Широкий вид лавы, стекающей по скалам вокруг горы Олимп, вид CTX
    Широкий вид лавы, стекающей по скалам вокруг горы Олимп, вид CTX
  • Крупный план лавы, движущейся по скале вокруг горы Олимп, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
    Крупный план лавы, движущейся по скале вокруг горы Олимп, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
  • Потоки лавы на горе Олимп с обозначением старых и молодых потоков, как видно HiRISE в программе HiWish.
    Потоки лавы на горе Олимп с обозначением старых и молодых потоков, как видно HiRISE в программе HiWish.

Альба Монс (Альба Патера)

[ редактировать ]
  • Карты MOLA с затененным рельефом, показывающие расположение горы Альба
    Карты MOLA с затененным рельефом, показывающие расположение горы Альба

Гора Альба , расположенная в северном регионе Тарсиса, представляет собой уникальную вулканическую структуру, не имеющую аналогов ни на Земле, ни где-либо еще на Марсе. Склоны вулкана имеют чрезвычайно низкие склоны, характеризующиеся обширными потоками лавы и каналами. Средний наклон склона горы Альба составляет всего около 0,5°, что более чем в пять раз ниже, чем склоны других вулканов Тарсис. Вулкан имеет центральное сооружение шириной 350 км и высотой 1,5 км с двойным кальдерным комплексом на вершине. Центральное здание окружает неполное кольцо разломов. Потоки, связанные с вулканом, можно проследить на севере до 61 ° с.ш. и на юге до 26 ° с.ш. Если учесть эти обширные поля потоков, вулкан простирается на огромные 2000 км с севера на юг и на 3000 км с востока на запад, что делает его одним из наиболее обширных вулканических образований в Солнечной системе. [32] [33] [34] Большинство геологических моделей предполагают, что гора Альба состоит из сильно текучих потоков базальтовой лавы, но некоторые исследователи определили возможные пирокластические отложения на склонах вулкана. [35] [36] Поскольку гора Альба расположена противоположно ударному бассейну Эллады , некоторые исследователи предположили, что образование вулкана могло быть связано с ослаблением земной коры в результате воздействия Эллады , которое вызвало сильные сейсмические волны , сосредоточившиеся на противоположной стороне планеты. [37]

Вулканическая провинция Элизиум

[ редактировать ]
Вид MOLA на провинцию Элизиум. Элизиум Монс находится в центре. Альбор Толус и Гекатес Толус находятся внизу и вверху соответственно.

Меньший вулканический центр находится в нескольких тысячах километров к западу от Фарсиса в Элизиуме . Вулканический комплекс Элизиум имеет диаметр около 2000 километров и состоит из трех основных вулканов: Элизиум Монс , Гекатес Толус и Альбор Толус . Северо-западная окраина провинции характеризуется большими каналами ( Граникус и Тинджар- Валлес), которые выходят из нескольких грабенов на склонах Элизиума Монс. Грабены могли образоваться из подземных даек . Дайки, возможно, разрушили криосферу , высвободив большие объемы грунтовых вод и образовав каналы. С каналами связаны широко распространенные осадочные отложения, которые, возможно, образовались из селей или лахаров . [38] Считается, что группа вулканов Элизиум несколько отличается от Тарсис-Монтес тем, что в развитии первых участвовали как лавы, так и пирокластика . [39]

Элизиум Монс — крупнейшее вулканическое сооружение в провинции. Его ширина 375 км (в зависимости от того, как определять базу) и высота 14 км. На вершине находится единственная простая кальдера шириной 14 км и глубиной 100 м. Вулкан имеет отчетливо конический профиль, поэтому некоторые называют его стратоконусом ; [40] однако, учитывая преимущественно низкие склоны, это, вероятно, щит. Elysium Mons составляет лишь одну пятую объема Arsia Mons. [38]

Гекатес Толус имеет диаметр 180 км и высоту 4,8 км. Склоны вулкана сильно изрезаны каналами, что позволяет предположить, что вулкан состоит из легко разрушаемого материала, такого как вулканический пепел. Происхождение каналов неизвестно; их приписывают лаве, потокам пепла или даже воде из снега или дождя. [41] Альбор Толус, самый южный из вулканов Элизиума, имеет диаметр 150 км и высоту 4,1 км. Его склоны более гладкие и менее кратерированные, чем склоны других вулканов Элизиума. [42]

Мэр Сиртиса

[ редактировать ]

Syrtis Major Planum — это огромный щитовой вулкан гесперианского возраста, расположенный в пределах альбедо одноименного образования . Вулкан имеет диаметр 1200 км, но высоту всего 2 км. [43] Он имеет две кальдеры: Мероэ Патера и Нили Патера. Исследования регионального гравитационного поля показывают, что под поверхностью находится затвердевший магматический очаг толщиной не менее 5 км. [44] Большой Сиртис представляет интерес для геологов, поскольку дацит и гранит с орбитальных космических аппаратов здесь были обнаружены . Дациты и граниты — это богатые кремнеземом породы, которые кристаллизуются из магмы, более химически развитой и дифференцированной, чем базальт. Они могут образоваться в верхней части магматического очага после того, как тяжелые минералы, такие как оливин и пироксен (содержащие железо и магний ), осядут на дно. [45] Дациты и граниты очень распространены на Земле, но редки на Марсе.

Аравия Терра

[ редактировать ]

Земля Аравия — это большой горный регион на севере Марса, расположенный в основном в четырехугольнике Аравии . Несколько кратеров неправильной формы, обнаруженных в этом регионе, представляют собой тип высокогорных вулканических образований, которые в совокупности представляют собой марсианскую магматическую провинцию. [5] Патеры с низким рельефом в регионе обладают рядом геоморфических особенностей, включая структурный коллапс, эффузивный вулканизм и эксплозивные извержения, которые похожи на земные супервулканы . [5] Загадочные горные хребтовые равнины в этом регионе, возможно, были частично сформированы соответствующим потоком лавы. [5]

Хайлендские чаши

[ редактировать ]
Вид с орбитального аппарата «Викинг» на Пеней Патеру (слева) и Патеру Амфитриты (справа). Оба являются древними вулканическими постройками к юго-западу от Эллады.

В южном полушарии, особенно вокруг ударного бассейна Эллады, находится несколько плоских вулканических структур, называемых высокогорными патерами. [46] Эти вулканы являются одними из старейших идентифицируемых вулканических построек на Марсе. [47] Они характеризуются чрезвычайно низкими профилями с сильно эродированными хребтами и каналами, расходящимися наружу от деградировавшего центрального кальдерного комплекса. К ним относятся Тирренская Патера , Адриака Патера на северо-востоке Эллады и Амфитриты Патера , Пеней Патера , Малея Патера и Питиуса Патера на юго-западе Эллады. Геоморфологические данные свидетельствуют о том, что высокогорные патера образовались в результате сочетания потоков лавы и пирокластики в результате взаимодействия магмы с водой. Некоторые исследователи предполагают, что расположение высокогорных патер вокруг Эллады обусловлено глубокими разломами, возникшими в результате удара, которые предоставили каналы для подъема магмы на поверхность. [48] [49] [50] Хотя они не очень высоки, некоторые патеры покрывают большие площади - например, Патера Амфритриты занимает большую площадь, чем гора Олимп, в то время как Патера Питьюса, самая большая, имеет кальдеру, почти достаточно большую, чтобы вместить в нее гору Олимп.

Вулканические равнины

[ редактировать ]

На Марсе широко распространены вулканические равнины. Обычно выделяют два типа равнин: те, где особенности потока лавы являются общими, и те, где особенности потока лавы обычно отсутствуют, но о вулканическом происхождении можно предположить по другим характеристикам. Равнины с обильными потоками лавы встречаются в крупных вулканических провинциях Тарсис и Элизиум и вокруг них. [51] Характеристики потока включают как листовой поток, так и морфологию потока с трубчатой ​​и канальной подачей. Покровные потоки представляют собой сложные, перекрывающиеся доли потока и могут простираться на многие сотни километров от областей своего источника. [52] Потоки лавы могут образовывать лавовую трубку , когда обнаженные верхние слои лавы остывают и затвердевают, образуя крышу, в то время как лава под ней продолжает течь. Часто, когда вся оставшаяся лава выходит из трубы, крыша обрушивается, образуя канал или линию ям-кратеров ( катены ). [53]

Необычный тип течения встречается на равнинах Цербера к югу от Элизиума и на Амазонии. Эти потоки имеют ломаную пластинчатую текстуру, состоящую из темных плит километрового масштаба, погруженных в светлую матрицу. Их связывают со сплавленными плитами застывшей лавы, плавающими по еще расплавленной поверхности. Другие утверждают, что разбитые плиты представляют собой паковый лед , который замерз над морем, образовавшимся в этом районе после массового выброса грунтовых вод из района ямок Цербера .

Второй тип вулканических равнин (хребетовые равнины) характеризуется обильными морщинистыми хребтами . Особенности вулканического течения редки или отсутствуют. Хребтовые равнины считаются областями обширных паводковых базальтов по аналогии с лунными морями . Ребристые равнины составляют около 30% поверхности Марса. [54] и наиболее заметны на Лунах, Гесперии и Малеа-Плане, а также на большей части северных низменностей. Все горные равнины имеют гесперианский возраст и представляют собой тип вулканизма, преобладавший во всем мире в тот период времени. Гесперийский период назван в честь горных равнин Hesperia Planum.

Потенциальный текущий вулканизм

[ редактировать ]
Изображение HiRISE возможных шишек без корней к востоку от региона Элизиум. Предполагается, что цепочки колец образовались в результате паровых взрывов, когда лава двигалась по земле, богатой водяным льдом.
« Безкорневые конусы » на Марсе – из-за потоков лавы, взаимодействующих с водой ( MRO , 4 января 2013 г.) ( 21 ° 57'54 "с.ш. 197 ° 48'25" в.д.  /  21,965 ° с.ш. 197,807 ° в.д.  / 21,965; 197,807 )

Ученые никогда не фиксировали активное извержение вулкана на поверхности Марса; [55] более того, поиски тепловых сигнатур и изменений поверхности до 2011 года не дали никаких положительных доказательств активного вулканизма. [7]

Европейского космического агентства Однако орбитальный аппарат Марс-Экспресс сфотографировал потоки лавы, которые в 2004 году интерпретировались как произошедшие в течение последних двух миллионов лет, что позволяет предположить относительно недавнюю геологическую активность. [56] Обновленное исследование 2011 года показало, что самые молодые потоки лавы произошли за последние несколько десятков миллионов лет. [57] Авторы считают, что этот возраст позволяет предположить, что Марс еще не вымер в результате вулканического процесса. [7] [57]

Миссия InSight определит, есть ли сейсмическая активность , измерит количество теплового потока изнутри, оценит размер ядра Марса и является ли оно жидким или твердым. Выяснилось, что Марс имеет расплавленное внешнее ядро ​​и твердое внутреннее ядро ​​с частично расплавленной мантией. [58]

В 2020 году астрономы сообщили о доказательствах вулканической активности на Марсе совсем недавно, 53000 лет назад, в ямках Цербера на территории Elysium Planitia . Такая деятельность могла бы обеспечить окружающую среду энергией и химическими веществами, необходимыми для поддержания форм жизни . [59] [60]

Вулканы и лед

[ редактировать ]

Считается, что в недрах Марса присутствует большое количество водяного льда. Взаимодействие льда с расплавленной породой может привести к образованию различных форм рельефа. На Земле, когда горячий вулканический материал вступает в контакт с поверхностным льдом, может образоваться большое количество жидкой воды и грязи, которые катастрофически стекают вниз по склону в виде массивных селевых потоков ( лахаров ). Некоторые каналы в марсианских вулканических областях, таких как Долина Храд возле горы Элизиум , возможно, были высечены или модифицированы лахарами аналогичным образом. [61] Лава, текущая по водонасыщенной земле, может вызвать сильное извержение воды в результате взрыва пара (см. Фреатическое извержение ), создавая небольшие вулканоподобные формы рельефа, называемые псевдократерами или конусами без корней. Особенности, напоминающие наземные безкорневые шишки, встречаются у Elysium, Amazonis , Isidis и Chryse Planitiae . [62] Кроме того, фреатомагматизм образует туфовые кольца или туфовые конусы на Земле, и ожидается существование аналогичных форм рельефа на Марсе. [63] Их существование было предположено из региона Непентес / Аментес . [64] Наконец, когда вулкан извергается под ледниковым покровом, он может образовать отчетливую, похожую на столовую гору форму рельефа, называемую туя или столовая гора. Некоторые исследователи [65] приводят геоморфологические доказательства того, что многие из слоистых внутренних отложений в Долине Маринерис могут быть марсианским эквивалентом туй.

ФЕМИДА изображение Долины Града . Эта долина могла образоваться, когда извержения вулканического комплекса Элизиум Монс растопили грунт или поверхностный лед.

Тектонические границы

[ редактировать ]

На Марсе обнаружены тектонические границы. Valles Marineris — это горизонтально скользящая тектоническая граница, разделяющая две основные частичные или полные плиты Марса. Недавнее открытие предполагает, что Марс геологически активен, и его появление длится миллионы лет. [66] [67] [68] Ранее уже были доказательства геологической активности Марса. Mars Global Surveyor (MGS) обнаружил магнитные полосы в коре Марса. [69] особенно в четырехугольниках Фаэтонтида и Эридания . Магнитометр на MGS обнаружил полосы намагниченной коры шириной 100 км, идущие примерно параллельно на расстоянии до 2000 км. Эти полосы чередуются по полярности: северный магнитный полюс одной направлен вверх от поверхности, а северный магнитный полюс следующей направлен вниз. Когда подобные полосы были обнаружены на Земле в 1960-х годах, их восприняли как свидетельство тектоники плит . Однако есть некоторые различия между магнитными полосами на Земле и на Марсе. Марсианские полосы шире, гораздо сильнее намагничены и, похоже, не распространяются из зоны спрединга средней коры.Поскольку возраст области с магнитными полосами составляет около 4 миллиардов лет, считается, что глобальное магнитное поле, вероятно, сохранялось только в течение первых нескольких сотен миллионов лет жизни Марса. В то время температура расплавленного железа в ядре планеты могла быть достаточно высокой, чтобы смешать его с магнитным динамо. На более молодом камне полос нет.Когда расплавленная порода, содержащая магнитный материал, такой как гематит (Fe 2 O 3 ) остывает и затвердевает в присутствии магнитного поля, намагничивается и принимает полярность фонового поля. Этот магнетизм теряется только в том случае, если порода впоследствии нагревается выше температуры Кюри , которая составляет 770 °С для чистого железа, но ниже для таких оксидов, как гематит (около 650 °С) или магнетит (около 580 °С). [70] Магнетизм, оставшийся в горных породах, представляет собой запись магнитного поля, когда порода затвердела. [71]

Магнетизм марсианской коры

Вулканические особенности Марса можно сравнить с геологическими горячими точками Земли . Павонис Монс — средний из трех вулканов (известных под общим названием Тарсис Монтес) на выступе Тарсис недалеко от экватора планеты Марс. Другие вулканы Тарсиды — это Аскрей Монс и Арсия Монс. Три горы Тарсис вместе с несколькими вулканами поменьше на севере образуют прямую линию. Такое расположение предполагает, что они были образованы плитой земной коры, движущейся по горячей точке. Земли, Такое расположение существует в Тихом океане например, на Гавайских островах . Гавайские острова расположены на прямой линии: самый молодой на юге и самый старый на севере. Поэтому геологи полагают, что плита движется, в то время как неподвижный шлейф горячей магмы поднимается и пробивает земную кору, образуя вулканические горы. Однако считается, что самый большой вулкан на планете, Олимп, образовался, когда плиты не двигались. Гора Олимп могла образоваться сразу после остановки движения плит. Возраст кобыльих равнин на Марсе составляет от 3 до 3,5 миллиардов лет. [72] Гигантские щитовые вулканы моложе, они образовались между 1 и 2 миллиардами лет назад. Горе Олимп может быть «всего 200 миллионов лет». [73]

В 1994 году Норман Х. Слип, профессор геофизики Стэнфордского университета, описал, что три вулкана, образующие линию вдоль хребта Тарсис, могут быть потухшими вулканами островной дуги , такими как островная цепь Японии. [74] [ нужно обновить? ]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ «История» . www.jpl.nasa.gov . Архивировано из оригинала 3 июня 2016 года . Проверено 3 мая 2018 г.
  2. ^ Хед, JW (2007). Геология Марса: новые идеи и нерешенные вопросы в геологии Марса: данные наземных аналогов, Чепмен, М., Эд; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 10.
  3. ^ Масурский, Х.; Масурский, Гарольд; Сондерс, Р.С. (1973). «Обзор геологических результатов Маринера-9». Дж. Геофиз. Рез . 78 (20): 4009–4030. Бибкод : 1973JGR....78.4031C . дои : 10.1029/JB078i020p04031 .
  4. ^ Карр, Майкл Х. (1973). «Вулканизм на Марсе». Журнал геофизических исследований . 78 (20): 4049–4062. Бибкод : 1973JGR....78.4049C . дои : 10.1029/JB078i020p04049 .
  5. ^ Jump up to: а б с д Михальски, Джозеф Р.; Бличер, Джейкоб Э. (3 октября 2013 г.). «Супервулканы в древней вулканической провинции на Терре Аравии, Марс». Природа . 502 (7469): 46–52. Бибкод : 2013Природа.502...47М . дои : 10.1038/nature12482 . hdl : 2060/20140011237 . ПМИД   24091975 . S2CID   4152458 .
  6. ^ Карр 2006 , с. 43
  7. ^ Jump up to: а б с «Охота на молодые потоки лавы» . Письма о геофизических исследованиях . Красная Планета. 1 июня 2011 года. Архивировано из оригинала 4 октября 2013 года . Проверено 4 октября 2013 г.
  8. ^ «Древний метеорит — первое химическое свидетельство вулканической конвекции на Марсе» . Метеоритика и планетология . НаукаАлерт. 11 мая 2020 г.
  9. ^ Карр, 2006, с. 44.
  10. ^ Уилсон, Л. (2007). Планетарный вулканизм в Энциклопедии Солнечной системы, Макфадден, Л.-А. и др., ред., Academic Press: Сан-Диего, Калифорния, с. 829.
  11. ^ Каттермоул, П.Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается . Оксфорд, Великобритания: Издательство Оксфордского университета. п. 73 . ISBN  978-0-19-521726-1 .
  12. ^ Уилсон, М. (1995) Магматический петрогенезис; Чепмен-холл: Лондон, 416 стр.
  13. ^ Карр 2006 , стр. 43–44.
  14. ^ Карр 2006 , с. 45, рисунок 3.1
  15. ^ Уилсон, Лайонел; Хед, Джеймс В. (1994). «Марс: обзор и анализ теории извержений вулканов и связи с наблюдаемыми формами рельефа». Преподобный Геофиз . 32 (3): 221–263. Бибкод : 1994RvGeo..32..221W . дои : 10.1029/94RG01113 .
  16. ^ «Наблюдения за формой марсианского рельефа — в специальном выпуске журнала» . Лаборатория реактивного движения . Архивировано из оригинала 4 июня 2011 года.
  17. ^ Джагер, WL; Кестхейи, ЛП; Скиннер, Дж. А. младший; Милаццо, член парламента; МакИвен, А.С.; Титус, Теннесси; Росик, MR; Галушка, Д.М.; Ховингтон-Краус, Э.; Кирк, РЛ; команда HiRISE (2010). «Размещение самой молодой паводковой лавы на Марсе: короткая бурная история». Икар . 205 (1): 230–243. Бибкод : 2010Icar..205..230J . дои : 10.1016/j.icarus.2009.09.011 .
  18. ^ Jump up to: а б Браун, Дуэйн (30 октября 2012 г.). «Первые исследования почвы марсоходом НАСА помогли отследить марсианские минералы» . НАСА . Архивировано из оригинала 11 марта 2017 года . Проверено 31 октября 2012 г.
  19. ^ Карр, М.Х. (2007) Марс: поверхность и внутренняя часть в Энциклопедии Солнечной системы, Макфадден, Л.-А. и др., ред., Academic Press: Сан-Диего, Калифорния, с. 321.
  20. ^ Л.В. Бигл; Г.Х. Питерс; Г.С. Мунгас; Г.Х. Бирман; Дж. А. Смит; Р. К. Андерсон (2007). Марсианский симулятор Мохаве: новый симулятор марсианского грунта (PDF) . Лунная и планетарная наука XXXVIII. Архивировано (PDF) из оригинала 3 марта 2016 года . Проверено 28 апреля 2014 г.
  21. ^ Аллен, CC; Моррис, Р.В.; Линдстрем, диджей; Линдстрем, ММ; Локвуд, JP (март 1997 г.). АО «Марс-1»: симулятор марсианского реголита (PDF) . Исследование Луны и планет XXVIII. Архивировано из оригинала (PDF) 10 сентября 2014 года . Проверено 28 апреля 2014 г.
  22. ^ Новости НАСА (22 июня 2016 г.), «Ученые НАСА обнаруживают неожиданный минерал на Марсе» , NASA Media , заархивировано из оригинала 24 июня 2016 г. , получено 23 июня 2016 г.
  23. ^ 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 . CiteSeerX   10.1.1.544.5865 . дои : 10.1029/JB087iB12p09755 .
  24. ^ Филлипс, Р.Дж.; Зубер, Монтана; Соломон, Южная Каролина; Голомбек, депутат; Якоски, Б.М.; Банердт, ВБ; Смит, Делавэр; Уильямс, РМ; Хайнек, Б.М.; и др. (2001). «Древняя геодинамика и гидрология глобального масштаба на Марсе». Наука . 291 (5513): 2587–91. Бибкод : 2001Sci...291.2587P . дои : 10.1126/science.1058701 . ПМИД   11283367 . S2CID   36779757 .
  25. ^ 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.
  26. ^ Бойс 2008 , с. 103
  27. ^ Були, Сильвен; и др. (17 марта 2016 г.). «Позднее формирование Тарсиды и последствия для раннего Марса». Природа . 531 (7594): 344–347. Бибкод : 2016Natur.531..344B . дои : 10.1038/nature17171 . ПМИД   26934230 . S2CID   4464498 .
  28. ^ Карр 2006 , стр. 47–51.
  29. ^ Карр 2006 , стр. 57–59.
  30. ^ Уитфорд-Старк, Дж. Л. (1982). «Вулканы Тарсиса: расстояния разделения, относительный возраст, размеры, морфология и глубина захоронения» . Дж. Геофиз. Рез . 87 : 9829–9838. Бибкод : 1982JGR....87.9829W . дои : 10.1029/JB087iB12p09829 .
  31. ^ «Планетарные имена: Добро пожаловать» . Planetarynames.wr.usgs.gov . Архивировано из оригинала 31 марта 2016 года . Проверено 3 мая 2018 г.
  32. ^ Бойс 2008 , с. 104
  33. ^ Карр 2006 , с. 54
  34. ^ Каттермоул, П.Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается . Оксфорд, Великобритания: Издательство Оксфордского университета. п. 84 . ISBN  978-0-19-521726-1 .
  35. ^ Барлоу, Н.Г. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 129.
  36. ^ Мужинис-Марк, П.Дж.; Уилсон, Л.; Зимбельман, младший (1988). «Полигенные извержения на Альба-Патера, Марс: свидетельства эрозии каналов пирокластических потоков». Бюллетень вулканологии . 50 (6): 361–379. Бибкод : 1988BVol...50..361M . дои : 10.1007/BF01050636 . S2CID   128622042 .
  37. ^ Уильямс, Д.; Грили, Р. (1994). «Оценка территорий антиподального удара на Марсе». Икар . 110 (2): 196–202. Бибкод : 1994Icar..110..196W . дои : 10.1006/icar.1994.1116 .
  38. ^ Jump up to: а б Карр 2006 , с. 59
  39. ^ Каттермоул, П.Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается . Оксфорд, Великобритания: Издательство Оксфордского университета. п. 71 . ISBN  978-0-19-521726-1 .
  40. ^ Бойс 2008 , с. 117
  41. ^ Карр 2006 , с. 63
  42. ^ Карр 2006 , с. 60
  43. ^ Хартманн, В.К. (1 января 2003 г.). Путеводитель по Марсу: загадочные пейзажи Красной планеты . Нью-Йорк: Уоркмен. п. 57 . ISBN  978-0-7611-2606-5 .
  44. ^ Кифер, В. (2002). «Под вулканом: гравитационные доказательства существования потухшего магматического очага под Большим Сиртисом, Марс». Американский геофизический союз, осеннее собрание . 2002 . аннотация № P71B-0463. Бибкод : 2002AGUFM.P71B0463K .
  45. ^ Кристенсен, П. (июль 2005 г.). «Многоликий Марс». Научный американец . 293 (1): 32–39. Бибкод : 2005SciAm.293a..32C . doi : 10.1038/scientificamerican0705-32 . ПМИД   16008291 .
  46. ^ Плешиа, Дж.Б.; Сондерс, Р.С. (1979). «Хронология марсианских вулканов». Лунная и планетарная наука . Х : 2841–2859. Бибкод : 1979LPSC...10.2841P .
  47. ^ Хед, JW (2007). Геология Марса: новые идеи и нерешенные вопросы в геологии Марса: данные наземных аналогов, Чепмен, М., Эд; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 11.
  48. ^ Петерсон, Дж. (1978). «Вулканизм в районе Марса Ноахис-Эллада, 2». Лунная и планетарная наука . IX : 3411–3432. Бибкод : 1978LPSC....9.3411P .
  49. ^ Уильямс, Д.; и др. (2009). «Вулканическая провинция Около Эллады, Марс: Обзор». Планетарная и космическая наука . 57 (8–9): 895–916. Бибкод : 2009P&SS...57..895W . дои : 10.1016/j.pss.2008.08.010 .
  50. ^ Родригес, Дж.; К. Танака (2006). Горы Сизифи и юго-запад Эллады Патеры: возможные ударные, криотектонические, вулканические и мантийные тектонические процессы вдоль колец бассейна Эллады . Четвертая Марсианская полярная научная конференция. п. 8066. Бибкод : 2006LPICo1323.8066R .
  51. ^ Карр 2006 , с. 70
  52. ^ Мужинис-Марк, П.Дж.; Уилсон, Л.; Зубер, МТ (1992). «Физическая вулканология Марса» . В Киффере, Х.Х.; Якоски, Б.М.; Снайдер, CW; Мэтьюз, MS (ред.). Марс . Тусон: Издательство Университета Аризоны. п. 434 . ISBN  978-0-8165-1257-7 .
  53. ^ «Набор функций — миссия Mars Odyssey THEMIS» . themis.asu.edu . Архивировано из оригинала 8 августа 2012 года . Проверено 3 мая 2018 г.
  54. ^ Карр 2006 , с. 71
  55. ^ «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.
  56. ^ Бритт, Роберт Рой (22 декабря 2004 г.). «Марсианские вулканы, возможно, все еще активны, судя по фотографиям» . Space.com . Архивировано из оригинала 24 декабря 2010 года . Проверено 7 декабря 2010 г.
  57. ^ Jump up to: а б Э. Хаубер; П. Брож; Ф. Ягерт; П. Йодловский; Т. Платц (17 мая 2011 г.). «Очень недавний и широко распространенный базальтовый вулканизм на Марсе». Письма о геофизических исследованиях . 38 (10): н/д. Бибкод : 2011GeoRL..3810201H . дои : 10.1029/2011GL047310 . S2CID   128875049 .
  58. ^ Кремер, Кен (2 марта 2012 г.). «Предлагаемый НАСА спускаемый аппарат InSight достигнет центра Марса в 2016 году» . Вселенная сегодня . Архивировано из оригинала 6 марта 2012 года . Проверено 27 марта 2012 г.
  59. ^ О'Каллаган, Джонатан (20 ноября 2020 г.). «Признаки недавнего извержения вулкана на Марсе намекают на среду обитания для жизни. Марс не считается вулканически активным, но, возможно, извержение произошло всего 53 000 лет назад» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 25 ноября 2020 г.
  60. ^ Хорват, Дэвид Г.; и др. (2021). «Свидетельства геологически недавнего взрывного вулканизма в Элизиум-Планитии, Марс». Икар . 365 : 114499. arXiv : 2011.05956 . Бибкод : 2021Icar..36514499H . дои : 10.1016/j.icarus.2021.114499 . S2CID   226299879 .
  61. ^ «Град Валлес» . Система тепловизионной визуализации (THEMIS) . Университет штата Аризона. 15 июля 2002 г. Архивировано из оригинала 16 октября 2004 г. (через archive.org).
  62. ^ Фагентс, ФА; Тордарсон, Т. (2007). Вулканические конусы без корней в Исландии и на Марсе, в книге «Геология Марса: данные наземных аналогов», Чепмен, М., Эд; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 151–177.
  63. ^ Кестхейи, ЛП; Джагер, WL; Дандас, CM; Мартинес-Алонсо, С.; МакИвен, А.С.; Милаццо, член парламента (2010). «Гидровулканические особенности Марса: предварительные наблюдения первого марсианского года изображений HiRISE». Икар . 205 (1): 211–229. Бибкод : 2010Icar..205..211K . дои : 10.1016/j.icarus.2009.08.020 .
  64. ^ Брож, П.; Хаубер, Э. (2013). «Гидровулканические туфовые кольца и конусы как индикаторы фреатомагматических эксплозивных извержений на Марсе» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Планеты . 118 (8): 1656–1675. Бибкод : 2013JGRE..118.1656B . дои : 10.1002/jgre.20120 .
  65. ^ Чепмен, МГ; Вонючка, JL (2007). Сравнение внутренних слоистых отложений Марса и земных подоледных вулканов: наблюдения и интерпретации подобных геоморфических характеристик, в «Геологии Марса: данные наземных аналогов», Чепмен, М., Эд; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, стр. 178–207.
  66. ^ 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 15 августа 2012 г.
  67. ^ Ан Инь, Робин Рейт (15 декабря 2011 г.). демонстрация тектоники плит (дискуссионное исследование). Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе: Планеты Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе. Архивировано из оригинала 3 августа 2017 года.
  68. ^ Инь, Ань (июнь 2012 г.). «Структурный анализ зоны разлома Валлес Маринерис: возможные доказательства крупномасштабного сдвигового разлома на Марсе» . Литосфера . 4 (4): 286–330. Бибкод : 2012Lsphe...4..286Y . дои : 10.1130/L192.1 .
  69. ^ Нил-Джонс, Нэнси; О'Кэрролл, Синтия (12 октября 2005 г.). «Новая карта дает больше доказательств того, что Марс когда-то был похож на Землю» . Центр космических полетов Годдарда . НАСА. Архивировано из оригинала 14 сентября 2012 года . Проверено 13 августа 2012 г.
  70. ^ Харгрейвс, Роберт Б.; Аде-Холл, Джеймс М. (1975). «Магнитные свойства отдельных минеральных фаз в неокисленных и окисленных исландских базальтах» (PDF) . Американский минералог . 60 : 29–34. Архивировано (PDF) из оригинала 6 марта 2012 года.
  71. ^ «Марсианский интерьер: палеомагнетизм» . Марс Экспресс . Европейское космическое агентство. 4 января 2007 г.
  72. ^ «Вулканизм на Марсе» . oregonstate.edu . Архивировано из оригинала 28 марта 2010 года . Проверено 3 мая 2018 г.
  73. ^ «Геология Марса } Вулканический» . www.lukew.com . Архивировано из оригинала 17 июня 2017 года . Проверено 3 мая 2018 г.
  74. ^ Брейер, Д.; Спон, Т. (2003). «Ранняя тектоника плит против тектоники одиночных плит на Марсе: данные из истории магнитного поля и эволюции коры». Журнал геофизических исследований: Планеты . 108 (E7): 5072. Бибкод : 2003JGRE..108.5072B . дои : 10.1029/2002JE001999 .

Библиография

[ редактировать ]
  • Карр, Майкл Х. (2006). Поверхность Марса . Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-87201-0 .
  • Бойс, Дж. М. (2008). Смитсоновская книга Марса . Олд Сэйбрук, Коннектикут: Конеки и Конеки. ISBN  978-1-58834-074-0 .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Volcanism_on_Mars&oldid=1238268357"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: a0873506f8f0b6214eb9a092a99c47d7__1722636300
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/a0/d7/a0873506f8f0b6214eb9a092a99c47d7.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Volcanism on 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.)