✖


Jump to content

Альба Монс

Координаты : 40 ° 30'N 250 ° 24'E  /  40,5 ° N 250,4 ° E  / 40,5; 250,4
Альба Монс
викинга Изображение Альбы Монс. Рельеф вулкана едва заметен на орбитальных фотографиях. Широкая система разломов на восточной стороне вулкана (справа) называется Tantalus Fossae . Более узкая система разломов на западном фланге — Alba Fossae. (Цвет Викинг MDIM 2.1)
Расположение Возвышение Северная Фарсида , Марс
Координаты 40 ° 30'N 250 ° 24'E  /  40,5 ° N 250,4 ° E  / 40,5; 250,4 [1]
Первооткрыватель Маринер 9
Эпоним Латынь – Белая Гора

Альба Монс (ранее и до сих пор иногда известная как Альба Патера , термин, который с тех пор был ограничен кальдерой вершины вулкана; [2] также первоначально известное как кольцо Аркадии [3] ) — вулкан , расположенный в северной части Тарсиды на планете Марс . Это самый большой вулкан на Марсе по площади поверхности, поля вулканических потоков простираются как минимум на 1350 км (840 миль) от его вершины. [4] [5] Хотя протяженность вулкана сравнима с площадью Соединенных Штатов , в самой высокой точке он достигает высоты всего 6,8 км (22 000 футов). [6] Это примерно треть высоты горы Олимп , самого высокого вулкана на планете. [7] Склоны горы Альба имеют очень пологие склоны. Средний уклон северного (и самого крутого) склона вулкана составляет 0,5°, что более чем в пять раз ниже, чем склоны других крупных вулканов Тарсиса . [6] [8] В широком профиле гора Альба напоминает обширный, но едва приподнятый рубец на поверхности планеты. [9] Это уникальная вулканическая структура, не имеющая аналогов ни на Земле, ни где-либо еще на Марсе. [6]

Помимо больших размеров и низкого рельефа , Монс Альба имеет ряд других отличительных особенностей. Центральная часть вулкана окружена неполным кольцом разломов ( грабенов ) и трещин, называемых ямками Альба на западном склоне вулкана и ямками Тантал на восточном склоне. Вулкан также имеет очень длинные, хорошо сохранившиеся потоки лавы , которые образуют лучистый узор из центральной части вулкана. Огромная длина некоторых отдельных потоков (>300 км (190 миль)) предполагает, что лавы были очень жидкими (низкая вязкость ) и имели большой объем. [10] Многие из потоков имеют характерную морфологию, состоящую из длинных извилистых хребтов с прерывистыми центральными каналами лавы. Низкие участки между хребтами (особенно вдоль северного склона вулкана) демонстрируют разветвление мелких оврагов и каналов ( сетей долин ), которые, вероятно, образовались в результате стока воды. [11]

Альба Монс имеет одни из старейших широко обнаженных вулканических отложений в регионе Тарсис . Геологические данные указывают на то, что значительная вулканическая активность на горе Альба закончилась гораздо раньше, чем на горе Олимп и вулканах Тарсис Монтес . Возраст вулканических отложений горы Альба варьируется от геспера до ранней амазонки. [12] (около 3,6 [13] до 3,2 миллиарда лет [14] ).

Происхождение имени

[ редактировать ]

В течение многих лет официальное название вулкана было Альба Патера. Патера (мн. Paterae ) в переводе с латыни означает неглубокую чашу для питья или блюдце. Этот термин применялся к некоторым нечетким кратерам с зубчатыми краями, которые на ранних изображениях космических аппаратов казались вулканическими (или неударными ) по происхождению. [15] В сентябре 2007 года Международный астрономический союз ) вулкана (МАС) переименовал вулкан Альба Монс (Гора Альба), зарезервировав термин Альба Патера для двух центральных впадин ( кальдер . [1] Тем не менее, в планетологической литературе весь вулкан до сих пор обычно называют Альба Патера. [16]

карта MOLA Топографическая Альбы Монс и окрестностей. Главное здание окрашено в цвета от красного до оранжевого; окружающий фартук окрашен в оттенки от желто-оранжевого до зеленого. Рельеф наиболее велик на севере, потому что вулкан находится по обе стороны границы дихотомии . Возвышенность Церауния Фосса , подстилающая часть вулкана, вытянута на юг, как ручка.

Термин «Альба» происходит от латинского слова «белый» и относится к облакам, которые часто можно увидеть над регионом в наземные телескопы. [17] Вулкан был обнаружен космическим кораблем «Маринер-9» в 1972 году и первоначально был известен как вулкан Альба. [18] или Кольцо Аркадии [19] (имеется в виду частичное кольцо разломов вокруг вулкана). В 1973 году МАС назвал вулкан Альба Патера. [1] Вулкан часто называют просто Альбой, если понимать контекст.

Расположение и размер

[ редактировать ]

Альба Монс находится в 40 ° 28' с.ш. 250 ° 24' в.д.  /  40,47 ° с.ш. 250,4 ° в.д.  / 40,47; 250,4 в четырехугольнике Аркадия (МС-3). Большая часть западного склона вулкана расположена в прилегающем четырехугольнике Диакрии (MC-2). [1] Потоки вулкана можно найти на севере до 61 ° с.ш. и на юге до 26 ° с.ш. (в северном четырехугольнике Фарсиса ). Если принять внешнюю границу потоков за основание вулкана, то гора Альба имеет размеры с севера на юг около 2000 км (1200 миль) и максимальную ширину 3000 км (1900 миль). [6] Он занимает площадь не менее 5,7 млн ​​км². 2 [20] и имеет объем около 2,5 млн км. 3 . [12] Вулкан доминирует над северной частью выступа Тарсис и настолько велик и геологически отличен, что его можно рассматривать почти как целую вулканическую провинцию. [21] [22]

Хотя гора Альба достигает максимальной высоты 6,8 км (22 000 футов) над исходной точкой Марса , разница высот между ее вершиной и окружающей местностью (рельефом) намного больше на северной стороне вулкана (около 7,1 км (23 000 футов)) по сравнению с южной стороной (около 2,6 км (8500 футов)). Причина этой асимметрии в том, что Альба находится на границе дихотомии между покрытыми кратерами возвышенностями на юге и низменностями на севере. Равнины, подстилающие вулкан, наклонены на север. [23] в сторону Vastitas Borealis , средняя высота поверхности которой составляет 4,5 км (15 000 футов) ниже исходной точки (-4 500 км (14 760 футов)). Южная часть горы Альба построена на широком топографическом хребте, идущем с севера на юг, который соответствует раздробленной местности Церауниуса Фосса, относящейся к нойскому периоду. [12] (на фото слева).

Физическое описание

[ редактировать ]
MOLA преувеличенный рельефный вид центрального здания горы Альба и купола вершины, вид с юга (вверху) и севера (внизу). Вертикальное преувеличение составляет 10 раз.

Размер и низкий профиль Альбы затрудняют визуальное изучение структуры, поскольку большая часть рельефа вулкана неразличима на орбитальных фотографиях. Однако в период с 1997 по 2001 год прибор Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA) космического корабля Mars Global Surveyor принял более 670 миллионов [24] точные измерения высоты по всей планете. Используя данные MOLA, ученые-планетологи могут изучать тонкие детали формы и топографии вулкана , которые были невидимы на изображениях более ранних космических аппаратов, таких как «Викинг» . [12]

Центральный кальдерный комплекс горы Альба. Кальдеры неглубоки по сравнению с кальдерами других вулканов Тарсиса . Внутри большей кальдеры находится небольшой щит, увенчанный концентрическим круглым элементом (около центра). Размер изображения составляет около 200 км (120 миль) в поперечнике ( дневная ИК-мозаика THEMIS ).

Вулкан состоит из двух примерно концентрических компонентов: 1) центрального тела овальной формы с приблизительными размерами 1500 км (930 миль) на 1000 км (620 миль) в поперечнике, окруженного 2) обширным, почти ровным слоем потоков лавы, который простирается еще на 1000 км (620 миль) или около того вовне. Центральное тело является основным топографическим сооружением вулкана, отмеченным выраженным изломом склона на внутренней границе шлейфа. На восток и запад от центрального здания простираются две широкие веерообразные доли (или плечи), которые придают вулкану вытянутость в направлении восток-запад. [12] [25] Центральное сооружение имеет самые крутые склоны на вулкане, хотя они все равно составляют всего 1°. [6] Гребень и верхние склоны постройки прорезаны частичным кольцом грабена , входящего в систему трещин Альбы и Танталовых ямок . Внутри кольца грабена находится кольцо очень низких, местами обратных склонов. [6] оно образует плато, на вершине которого находится центральный купол диаметром 350 км (220 миль), увенчанный вложенным комплексом кальдер . [25] Таким образом, центральное здание горы Альба напоминает частично обрушившийся щитовой вулкан с меньшим куполом на вершине (на фото справа). Купол вершины имеет отчетливый наклон на восток.

Кальдерный комплекс состоит из большой кальдеры размером около 170 км (110 миль) на 100 км (62 мили) в поперечнике в центре купола вершины. Меньшая кальдера почкообразной формы (около 65 км (40 миль) на 45 км (28 миль)) находится в южной половине более крупной. Обе кальдеры относительно неглубоки. [4] достигая максимальной глубины всего 1,2 км (3900 футов). [7]

Большая кальдера ограничена на самом западном конце крутой полукруглой стеной высотой 500 м (1600 футов). Эта стена исчезает на северной и южной сторонах кальдеры, где она погребена вулканическими потоками, берущими начало из более молодой и меньшей кальдеры. [4] Меньшая кальдера повсюду очерчена крутой стеной, высота которой варьируется в пределах нескольких сотен метров. Стены обеих кальдер имеют зубчатую форму, что позволяет предположить множественные эпизоды опускания и/или массового истощения . [12] Два небольших щита или купола высотой в несколько сотен метров встречаются внутри большой кальдеры и рядом с ней. Щит внутри большой кальдеры имеет диаметр около 50 км (31 миль). Он увенчан своеобразной концентрической круглой структурой диаметром 10 км (6,2 мили). [12] [25] (на фото слева).

Кальдеры образуются в результате обрушения после отвода и истощения магматического очага после извержения. Размеры кальдеры позволяют ученым сделать выводы о геометрии и глубине магматического очага под вершиной вулкана. [26] Неглубокость кальдер Альбы по сравнению с кальдерами, наблюдаемыми на горе Олимп и большинстве других вулканов Тарсис, означает, что резервуар магмы Альбы был шире и мелче, чем у ее соседей. [27]

Характеристики поверхности

[ редактировать ]
Пылевая мантия на юго-западном краю небольшой кальдеры горы Альба ( HiRISE ).

Большая часть центрального сооружения горы Альба покрыта слоем пыли толщиной около 2 м (6,6 футов). [28] [29] Слой пыли виден на изображениях вершины с высоким разрешением (на фото справа). Местами пыль приобрела обтекаемые формы ветром и разрезается небольшими оползнями . Однако некоторые изолированные участки пыли кажутся гладкими и нетронутыми ветром. [30]

На сильный пылевой покров также указывают высокое альбедо (отражательная способность) и низкая тепловая инерция региона. Марсианская пыль визуально яркая (альбедо > 0,27) и имеет низкую тепловую инерцию из-за небольшого размера зерен (<40 мкм (0,0016 дюйма)). [28] [31] (См. поверхность Марса .) Однако тепловая инерция высока, а альбедо ниже на северных склонах вулкана и в области перрона дальше на север. Это говорит о том, что северные части поверхности Альбы могут содержать большее количество твердой корки , песка и камней по сравнению с остальной частью вулкана. [31]

Высокая тепловая инерция также может указывать на наличие обнаженного водяного льда. Теоретические модели водоэквивалентного водорода (WEH) из эпитепловых нейтронов , обнаруженных прибором нейтронного спектрометра Mars Odyssey (MONS), предполагают, что реголит чуть ниже поверхности на северном склоне Альбы может содержать 7,6% WEH по массе. [32] Эта концентрация может указывать на наличие воды в виде остатков льда или гидратированных минералов. [33] Гора Альба — одна из нескольких областей на планете, которая может содержать толстые отложения приповерхностного льда, сохранившиеся с более ранней эпохи (от 1 до 10 миллионов лет назад), когда наклон оси Марса (наклон) был выше, а горные ледники существовали в середине -широты и тропики. Водяной лед в этих местах в нынешних условиях нестабилен и имеет тенденцию сублимироваться в атмосферу. [34] Теоретические расчеты показывают, что остатки льда могут сохраняться на глубине до 1 м, если они покрыты материалом с высоким альбедо и низкой тепловой инерцией, например пылью. [35]

Минеральный состав пород, слагающих гору Альба, трудно определить с помощью спектрометрии орбитального отражения из-за преобладания поверхностной пыли по всему региону. Однако состав поверхности в глобальном масштабе можно определить с помощью гамма-спектрометра Mars Odyssey (GRS). Этот прибор позволил ученым определить распределение водорода (H), кремния (Si), железа (Fe), хлора (Cl), тория (Th) и калия (K) в неглубоких недрах. Многомерный анализ данных GRS показывает, что гора Альба и остальная часть региона Тарсис принадлежат к химически обособленной провинции, характеризующейся относительно низким содержанием Si (19 мас.%), Th (0,58 ppm) и K (0,29 мас.%), но с Содержание Cl (0,56 мас.%) выше, чем в среднем на поверхности Марса. [36] Низкое содержание кремния характерно для основных и ультраосновных магматических пород, таких как базальт и дунит .

Альба Монс — маловероятная цель для беспилотных спускаемых аппаратов в ближайшем будущем. Толстая мантия пыли скрывает нижележащую скальную породу, что, вероятно, на месте затрудняет поиск образцов горных пород и, таким образом, снижает научную ценность этого места. Слой пыли также, вероятно, создаст серьезные проблемы с маневрированием марсоходов. По иронии судьбы, район вершины изначально считался основной резервной площадкой для посадки посадочного модуля « Викинг-2» этот район выглядел очень гладким . , потому что на снимках «Маринера-9» , сделанных «Маринером-9» в начале 1970-х годов, [37]

Геология

[ редактировать ]
Лист течет на северо-западном склоне горы Альба. Обратите внимание на несколько перекрывающихся лепестков ( THEMIS VIS).
Потоки лавы простираются на север и северо-запад от горы Альба. Извилистые хребты представляют собой потоки с трубчатым и русловым питанием. Слабые, деградировавшие потоки и хребты на севере являются частью широкого лавового пласта Альбы ( MOLA ).

Большая часть геологических работ на горе Альба была сосредоточена на морфологии потоков лавы и геометрии разломов, пересекающих ее склоны. Особенности поверхности вулкана, такие как овраги и сети долин, также были тщательно изучены. Общая цель этих усилий - расшифровка геологической истории вулкана и вулкано-тектонических процессов, вовлеченных в его формирование. Такое понимание может пролить свет на природу и эволюцию недр Марса, а также историю климата планеты.

Потоки лавы

[ редактировать ]

Альба Монс отличается поразительной длиной, разнообразием и четким видом потоков лавы. [37] Многие потоки исходят от вершины, но другие, по-видимому, берут начало из жерл и трещин на нижних склонах вулкана. [38] Длина отдельных потоков может превышать 500 км (310 миль). [39] Потоки лавы вблизи вершинных кальдер кажутся значительно короче и уже, чем в более удаленных частях вулкана. [40] Двумя наиболее распространенными типами вулканических потоков на горе Альба являются пластовые потоки и потоки с трубчато-канальным питанием.

Потоки листов (также называемые табличными потоками) [39] ) образуют множество перекрывающихся долей с крутыми краями. У потоков обычно отсутствуют центральные каналы. Они имеют плоские вершины и обычно имеют ширину около 5 км (3,1 мили) на верхних склонах вулкана, но становятся намного шире и лопастными к своим нижним (дистальным) концам. [38] Большинство из них, по-видимому, возникают вблизи кольца разломов Альбы и Тантала, но настоящие каналы для пластовых потоков не видны и, возможно, были погребены их собственными продуктами. [10] Толщина потока была измерена для ряда потоков листов на основе данных MOLA. Толщина потоков варьируется от 20 м (66 футов) до 130 м (430 футов), и обычно наибольшая толщина наблюдается на их дистальных краях. [41]

Второй основной тип потоков лавы на склонах горы Альба называется потоками с трубчатым и канальным питанием, или гребневыми потоками. [39] Они образуют длинные извилистые хребты, расходящиеся наружу от центральной части вулкана. Обычно их ширина составляет 5–10 км (6,2 мили). Отдельный хребет может иметь прерывистый канал или линию ям, идущих вдоль его гребня. Потоки трубчатого и руслового питания особенно заметны на западном склоне вулкана, где отдельные хребты прослеживаются на несколько сотен километров. Происхождение хребтов неясно. Они могут образовываться в результате последовательного накопления затвердевшей лавы в устье канала или трубки, при этом каждый импульс текущей лавы увеличивает длину хребта. [42]

Помимо двух основных типов потоков, вокруг горы Альба присутствуют многочисленные недифференцированные потоки, которые либо слишком деградировали, чтобы их можно было охарактеризовать, либо имеют гибридные характеристики. Гребни с плоской вершиной, нечеткими краями и неровной поверхностью. [10] [37] интерпретируемые как потоки лавы, распространены вдоль нижних склонов Альбы и становятся менее острыми по мере удаления от постройки. [12] На изображениях с высоким разрешением видно, что многие потоки на верхних склонах вулкана, первоначально характеризовавшиеся как пластовые потоки, имеют центральные каналы с валообразными гребнями. [43]

Морфология потоков лавы может указывать на свойства лавы в расплавленном состоянии, такие как ее реология и объем потока. Вместе эти свойства могут дать представление о составе лавы и скорости извержения. [37] Например, лавовые трубки на Земле образуются только в лавах базальтового состава. Лавы, богатые кремнеземом , такие как андезит, слишком вязкие для образования трубок. [10] Ранний количественный анализ потоков лавы Альбы [38] показало, что лавы имели низкий предел текучести и вязкость и извергались с очень высокой скоростью. Необычно низкий профиль Альбы навел некоторых на мысль, что в строительстве вулкана участвовала чрезвычайно жидкая лава, возможно, коматииты , которые представляют собой примитивные ультраосновные лавы, образующиеся при очень высоких температурах. [4] Однако более поздние работы по потокам с трубчатым и канальным питанием указывают на вязкость лавы в диапазоне типичных базальтов (от 100 до 1 миллиона Па с). −1 ). [44] Расчетные расходы также ниже, чем предполагалось первоначально, и составляют от 10 до 1,3 млн м3. 3 в секунду. Нижний диапазон скоростей извержений горы Альба находится в пределахдиапазон самых высоких наземных вулканических потоков, таких как Мауна-Лоа 1984 года , Северный Квинсленд ( провинция Макбрайд ) и базальты реки Колумбия . Самый высокий диапазон на несколько порядков превышает скорость излияния любого земного вулкана. [43]

С конца 1980-х годов некоторые исследователи подозревали, что извержения горы Альба включали значительное количество пирокластики (и, следовательно, взрывную активность) на ранних стадиях своего развития. Доказательства были основаны на наличии многочисленных сетей долин на северных склонах вулкана, которые, по-видимому, были прорезаны проточной водой (см. Ниже). Это свидетельство в сочетании с данными о тепловой инерции , которые указывали на то, что на поверхности преобладают мелкозернистые материалы, позволило предположить наличие легко разрушаемого материала, такого как вулканический пепел. Чрезвычайно низкий профиль вулкана также легче объяснить, если здание было построено в основном из отложений пирокластических потоков ( игнимбритов ). [45] [46] [47]

Более поздние данные Mars Global Surveyor и космического корабля Mars Odyssey не показали никаких конкретных доказательств того, что взрывные извержения когда-либо происходили на горе Альба. Альтернативное объяснение сети долин на северной стороне вулкана состоит в том, что они образовались в результате высасывания или таяния богатой льдом пыли, отложившейся в относительно недавнюю ледниковую эпоху Амазонки . [12] [48]

Таким образом, текущий геологический анализ горы Альба предполагает, что вулкан был построен из лавы с реологическими свойствами, подобными базальтам . [49] Если ранняя взрывная активность произошла на горе Альба, свидетельства (в виде обширных отложений пепла) в основном погребены под более молодыми базальтовыми лавами. [12]

Простые грабены и горсты в ямках Тантал на восточном склоне горы Альба. Линия ямок-кратеров предполагает дренаж в подземные пустоты, возможно, созданные трещинами растяжения. [50] ( THEMIS IR дневная мозаика).
Грабены образуются в результате напряжений растяжения (красные стрелки) в земной коре. Грабены состоят из долин с плоским дном, ограниченных противоположными сбросами и часто разделенных возвышенными блоками, называемыми горстами.

Тектонические особенности

[ редактировать ]

Огромная система разломов, окружающих гору Альба, пожалуй, самая яркая особенность вулкана. [6] Разломы представляют собой тектонические особенности, указывающие на напряжения планеты в литосфере . Они образуются, когда напряжения превышают предел текучести породы, что приводит к деформации поверхностных материалов. Обычно эта деформация проявляется в виде скольжения по разломам, распознаваемым на изображениях с орбиты. [51]

Тектонические особенности Альбы почти полностью носят протяженный характер. [52] Состоит из сбросов , грабенов и растяжения трещин . Наиболее распространенными особенностями расширения на горе Альба (и на Марсе в целом) являются простые грабены . Грабены — это длинные узкие впадины, ограниченные двумя обращенными внутрь сбросами, которые окружают разрушенный блок земной коры (на фото справа). На Альбе, пожалуй, самое яркое проявление простого грабена на всей планете. [53] Грабен Альбы имеет длину до 1000 км (620 миль), ширину порядка 2 км (1,2 мили)–10 км (6,2 мили) и глубину от 100 м (330 футов) до 350 м (1150 футов). ). [54]

Трещины растяжения (или швы ) представляют собой элементы растяжения, образующиеся при разрыве коры без значительного проскальзывания между разделенными массивами горных пород. Теоретически они должны выглядеть как глубокие трещины с острыми V-образными профилями, но на практике их часто трудно отличить от грабена, поскольку их внутренняя часть быстро заполняется осыпями окружающих стен, образуя относительно плоские, похожие на грабены полы. [53] ям Цепи кратеров (катены), распространенные во многих грабенах на склонах Альбы, могут быть поверхностным проявлением трещин глубокого растяжения, в которые стекает поверхностный материал. [51]

Ямные кратеры в Cyane Fossae, HiRISE вид

Грабены и разломы вокруг горы Альба (далее называемые просто разломами, если не указано иное) встречаются группами, имеющими разные названия в зависимости от их местоположения по отношению к центру Альбы. [51] К югу от вулкана находится широкая область сильно раздробленной местности под названием Церауниус Фосса , которая состоит из примерно параллельных массивов узких разломов, ориентированных с севера на юг. Эти разломы расходятся по склонам вулкана, образуя неполное кольцо диаметром около 500 км (310 миль). [6] Комплекс разломов на западном склоне Альбы называется Alba Fossae, а на восточном фланге — Tantalus Fossae . К северу от вулкана разломы простираются в северо-восточном направлении на многие сотни километров. Рисунок разломов, огибающих склоны Альбы, по внешнему виду можно сравнить с текстурой куска дерева, проходящей мимо сучка. [55] Вся система разломов Церауниус-Альба-Тантал имеет длину не менее 3000 км (1900 миль) и ширину от 900 км (560 миль) до 1000 км (620 миль). [56]

Было предложено несколько причин разломов, в том числе региональные напряжения, созданные выпуклостью Тарсис, вулканическими дайками и нагрузкой на земную кору самой горой Альба. [6] Разломы Церауниус и Тантал Фосса расположены примерно радиально к центру Фарсиса и, вероятно, являются реакцией земной коры на провисание выпуклости Тарсиса. Разломы, окружающие вершину Альбы, могут быть результатом сочетания нагрузки со стороны постройки Альбы и поднятия магмы или андерплейтинга нижележащей мантии. [52] [54] Некоторые из разломов, вероятно, представляют собой поверхностные проявления гигантских роев даек, радиальных к Фарсису. [57] [58] На снимке, полученном в результате научного эксперимента по визуализации высокого разрешения ( HiRISE ) на марсианском разведывательном орбитальном аппарате (MRO), видна линия кратеров без оправы в Голубых ямках на западном склоне Альбы (на фото справа). Ямы, вероятно, образовались в результате обрушения поверхностных материалов на открытые трещины, образовавшиеся, когда магма проникла в подземные породы и образовала дайки . [59]

Долины и овраги

[ редактировать ]
Вид в высоком разрешении на сеть долин на северо-западном склоне горы Альба. Более молодой разлом пересекает долины. Размер изображения составляет около 3 км (1,9 мили) в поперечнике. ( Mars Global Surveyor , MOC-NA)

Северные склоны горы Альба содержат многочисленные разветвленные системы каналов или сети долин , которые внешне напоминают дренажные системы, образующиеся на Земле в результате осадков. Сети долин Альбы были обнаружены на изображениях «Маринера-9» и «Викинга» в 1970-х годах, и их происхождение долгое время было темой исследований Марса. Сети долин наиболее распространены в древних южных высокогорьях Марса нойского периода , но также встречаются на склонах некоторых крупных вулканов. Сети долин на горе Альба имеют амазонский возраст и, следовательно, значительно моложе, чем большинство долин южного высокогорья. Этот факт представляет собой проблему для исследователей, которые предполагают, что сети долин были образованы дождевыми стоками в ранний, теплый и влажный период марсианской истории. [60] Если миллиарды лет назад климатические условия изменились и превратились в сегодняшний холодный и сухой Марс (где осадки невозможны), как можно объяснить появление более молодых долин на горе Альба? Сформировались ли сети долин Альбы иначе, чем в высокогорье, и если да, то как? Почему долины горы Альба расположены преимущественно на северных склонах вулкана? Эти вопросы до сих пор обсуждаются. [61]

На изображениях викингов сходство сетей долин Альбы с наземными плювиальными поразительно (дождевыми) долинами. Сети долин имеют тонкую текстуру, параллельную дендритной структуре , с хорошо интегрированными долинами притоков и плотностью дренажа, вулканов Земли сравнимой с плотностью дренажа гавайских . [11] [62] Однако стереоскопические изображения, полученные стереокамерой высокого разрешения (HRSC) на европейском орбитальном аппарате Mars Express, показывают, что долины относительно неглубоки (30 м (98 футов) или меньше) и больше напоминают ручьи или овраги в результате периодической эрозии стока, чем образовавшиеся долины. от устойчивой эрозии. [63] Кажется вероятным, что долины горы Альба образовались в результате переходных эрозионных процессов, возможно, связанных с таянием снега или льда во время вулканической активности. [63] [64] или кратковременным периодам глобального изменения климата. [12] является ли эродированный материал богатой льдом пылью или рыхлым (См. «Характеристики поверхности» выше.) До сих пор неясно, вулканическим пеплом.

Геологическая история

[ редактировать ]
Лава течет по центральным каналам на северо-западном склоне горы Альба. Обратите внимание, что потоки лавы пересечены разломами и грабенами, что указывает на то, что разломы моложе потоков ( THISIS VIS).

Хорошо сохранившиеся потоки лавы и разломы Альбы служат отличным фотогеологическим отчетом об эволюции вулкана. Используя подсчет кратеров и основные принципы стратиграфии , такие как суперпозиция и сквозные связи , геологи смогли реконструировать большую часть геологической и тектонической истории Альбы. Считается, что большая часть строительной вулканической активности на Альбе произошла в течение относительно короткого временного интервала (около 400 миллионов лет) истории Марса, охватывающего в основном эпоху позднего геспера и очень раннюю амазонскую эпоху. Формирование разломов и грабонов в регионе происходило на двух ранних стадиях: одна предшествующая, а другая одновременно с образованием вулкана. Две поздние стадии формирования грабена произошли после того, как вулканическая активность в основном закончилась. [22]

На основе изображений орбитального аппарата «Викинг» вулканические материалы, связанные с формированием и эволюцией вулкана, были сгруппированы в формацию Альба-Патера , которая состоит из нижней, средней и верхней частей . [12] [65] Пачки, расположенные ниже в стратиграфической последовательности, старше, чем те, что лежат выше, в соответствии с Стено законом суперпозиции .

Самая старая часть (нижняя часть) соответствует широкому лавовому фартуку, окружающему здание горы Альба. Для этого подразделения характерны наборы невысоких хребтов с плоскими вершинами, которые образуют радиальную структуру, простирающуюся на сотни километров к западу, северу и северо-востоку от основного сооружения. Хребты интерпретируются как потоки лавы. [65] хотя границы потока сейчас ухудшились и их трудно определить. Широкие потоки лавы с плосковершинными хребтами являются характерными особенностями провинций лавовых разливов на Земле (например, базальт реки Колумбия ), которые формировались при высоких скоростях извержения. [66] Таким образом, самая ранняя фаза вулканической активности горы Альба, вероятно, включала в себя массивные излияния лав низкой вязкости, которые сформировали широкий плоский склон вулкана. Потоки лавы пласта простираются между ранним и поздним гесперианским периодом, извергаясь примерно 3700–3500 миллионов лет назад. [12] [14]

Средняя часть, имеющая раннеамазонский возраст, образует фланги главной постройки Альбы и фиксирует время более сфокусированной эффузивной активности, состоящей из длинных потоков трубчатого и руслового питания. Распространение вулкана произошло в северном направлении, образуя две фланговые доли. (Обсуждение распространения вулканов на Марсе см . в разделе «Гора Олимп» и «Тарсис» .) Разломы и образование грабенов в Альбе и в ямах Тантала произошли одновременно с потоками лавы. Любая ранняя взрывная активность вулкана могла произойти во время кульминации этой средней фазы активности, которая закончилась около 3400 миллионов лет назад. [12] [14] [67]

Самая молодая толща, также ранняя амазонская, охватывает вершинное плато, купол и кальдерный комплекс. Этот период активности характеризуется относительно короткими покровными потоками и строительством вершинного купола и большой кальдеры. Эта фаза завершилась наклоном вершинного купола на восток, что, возможно, инициировало образование дополнительного грабена в ямах Альба. Последними образовавшимися вулканическими образованиями были небольшой щит и кальдера на вершине. Намного позже, примерно между 1000 и 500 миллионами лет назад, произошла заключительная стадия разломов, которая могла быть связана с внедрением даек и образованием цепочек кратеров. [12] [14] [67]

Классификация

[ редактировать ]

Классификация вулкана Альба Монс неясна. Некоторые рабочие описывают его как щитовой вулкан . [12] [52] другие как равнинная патера [68] (в отличие от высокогорных патер , представляющих собой низменные древние вулканы с бороздчатыми отложениями пепла, расположенные в южном марсианском нагорье), а третьи считают его единственной в своем роде вулканической структурой, уникальной для Марса. [6] [10] Некоторые исследователи сравнили Альбу Монс со структурами короны на планете Венера . [69] [70] Гора Альба имеет некоторые общие характеристики с вулканической структурой Большого Сиртиса . (См. Вулканизм на Марсе .) Оба вулкана гесперианского возраста, занимают большие площади, имеют очень низкий рельеф и большие неглубокие кальдеры. Как и Альба, Большой Сиртис демонстрирует ребристые потоки лавы, питаемые трубками и каналами. [71] 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. [72] [73] [74]

Интерактивная карта Марса

[ редактировать ]
Карта МарсаАхерон ФоссеАцидалия ПлаинияАльба МонсАмазонисская равнинаАонианская равнинаАравия ТерраАркадия ПланицияСеребряная равнинаПланиция АргиреХрис ПланицияКларитас ФоссаСтол СидонияПлан ДаедалииЭлизиум МонсРавнины ЭлизиумаКратер ГейлаАдриака ПатераЭллада МонтесЭлладские равниныГесперия ПланумКратер ХолденИкарийская равнинаРавнины ИсидыКратерное озероКратер ЛомоносоваОбычная ОбычнаяЛикус СульчиКратер ЛиотЛунный самолетМаллеа ПланумКратер МаральдиМареотис ФоссаМареотис ТемпеМаргаритифер ТерраКратер МиеКратер МиланковичаНепентес СтолГоры НереидыСтол НилосиртисаНоачис ТерраОлимпийские ямкиОлимп МонсЮжная равнинаЗемля ПрометеяПротонил МесаСиренаСамолет СизифаРавнина СолнцаСирийская равнинаТанталовая ямкаТемпе ТерраТерра КиммерияТерра СабаеяЗемля сиренГоры ФарсисТяговая цепьТирренская земляУлисс ПатераУран ПатераУтопия ПлайнияВаллес МаринерисБореальные отходыКсанте Терра
Изображение выше содержит кликабельные ссылки.Интерактивная карта изображений глобальной топографии Марса . Наведите указатель мыши на изображение, чтобы увидеть названия более 60 известных географических объектов, и щелкните, чтобы создать ссылку на них. Цвет базовой карты указывает на относительные высоты , основанные на данных лазерного альтиметра Mars Orbiter, НАСА установленного на Mars Global Surveyor . Белый и коричневый цвета обозначают самые высокие высоты ( от +12 до +8 км ); за ними следуют розовые и красные ( от +8 до +3 км ); желтый – 0 км ; зеленый и синий — это более низкие высоты (до −8 км ). Оси — широта и долгота ; полярные регионы . Отмечаются


См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д «Альба Монс» . Справочник планетарной номенклатуры . Научный центр астрогеологии Геологической службы США . Проверено 8 сентября 2013 г.
  2. ^ «Альба Патера» . Справочник планетарной номенклатуры . Научный центр астрогеологии Геологической службы США . Проверено 8 сентября 2013 г.
  3. ^ Уоттерс, TR; Джейнс, DM (1995). «Короны на Венере и Марсе: последствия для подобных структур на Земле». Геология . 23 (3): 200–204. Бибкод : 1995Geo....23..200W . doi : 10.1130/0091-7613(1995)023<0200:COVAMI>2.3.CO;2 .
  4. ^ Перейти обратно: а б с д Каттермоул, 2001, с. 85.
  5. ^ «Марс вверх тормашками» .
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Карр, 2006, с. 54.
  7. ^ Перейти обратно: а б Плешиа, Дж. Б. (2004). «Морфометрические свойства марсианских вулканов» . Дж. Геофиз. Рез . 109 (Е3): E03003. Бибкод : 2004JGRE..109.3003P . дои : 10.1029/2002JE002031 .
  8. ^ Бойс, 2008, с. 104.
  9. ^ См. Карр, 2006, с. 54, рис. 3.10 для профиля MOLA горы Альба в сравнении с горой Олимп. Разница в рельефе поразительна.
  10. ^ Перейти обратно: а б с д и Грили, Р.; Спудис, П. (1981). «Вулканизм на Марсе». Преподобный Геофиз. Космическая физика . 19 (1): 13–41. Бибкод : 1981РвГСП..19...13Г . дои : 10.1029/rg019i001p00013 .
  11. ^ Перейти обратно: а б Гулик, ВК; Бейкер, В.Р. (1990). «Происхождение и эволюция долин марсианских вулканов». Дж. Геофиз. Рез . 95 (Б9): 14325–14344. Бибкод : 1990JGR....9514325G . дои : 10.1029/jb095ib09p14325 .
  12. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п Иванов, М.А.; Хед, JW (2006). «Альба Патера, Марс: топография, структура и эволюция уникального щитового вулкана позднего геспера – раннего амазонского периода» . Дж. Геофиз. Рез . 111 (Е9): E09003. Бибкод : 2006JGRE..111.9003I . дои : 10.1029/2005JE002469 .
  13. ^ Вернер, Южная Каролина ; Танака, КЛ; Скиннер, Дж. А. (2011). «Марс: эволюционная история северных низменностей на основе подсчета кратеров и геологического картирования». Планета. Космические науки . 59 (11–12): 1143–1165. Бибкод : 2011P&SS...59.1143W . дои : 10.1016/j.pss.2011.03.022 .
  14. ^ Перейти обратно: а б с д Хартманн, В.К. (2005). «Марсианский кратер 8: уточнение изохроны и хронология Марса». Икар . 174 (2): 317 Табл. 3. Бибкод : 2005Icar..174..294H . дои : 10.1016/j.icarus.2004.11.023 .
  15. ^ Рассел, Дж. Ф.; Снайдер, CW; Киффер, Х.Х. (1992). Происхождение и использование марсианской номенклатуры на Марсе, Х. Х. Киффер и др., Ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, с. 1312.
  16. ^ Поиск в Google Scholar литературы по астрономии и планетологии с 2007 по 2011 год выявил 106 вариантов использования Alba Patera против 5 для Alba Mons (по состоянию на 7 мая 2011 г.).
  17. ^ Хартманн, 2003, с. 308
  18. ^ Масурский, Х (1973). «Обзор геологических результатов Маринера-9». Дж. Геофиз. Рез . 78 (20): 4009–4030. Бибкод : 1973JGR....78.4009M . дои : 10.1029/jb078i020p04009 .
  19. ^ Карр, Миннесота (1973). «Вулканизм на Марсе». Дж. Геофиз. Рез . 78 (20): 4049–4062. Бибкод : 1973JGR....78.4049C . дои : 10.1029/jb078i020p04049 .
  20. ^ Каттермоул, П. (1990). «Развитие вулканического потока в Альба-Патера, Марс». Икар . 83 (2): 453–493. Бибкод : 1990Icar...83..453C . дои : 10.1016/0019-1035(90)90079-о .
  21. ^ Франкель, 2005, с. 134.
  22. ^ Перейти обратно: а б Танака, КЛ (1990). «Тектоническая история региона Марса Альба Патера – Церауниус Фосса». Лунный. Планета. наук. Конф . 20 : 515–523. Бибкод : 1990LPSC...20..515T .
  23. ^ Джагер, К.М.; Руководитель, JW; Томсон, Б.; Макговерн, П.Дж.; Соломон, Южная Каролина (1999). Альба Патера, Марс: характеристика с использованием данных лазерного альтиметра орбитального аппарата Марса (MOLA) и сравнение с другими вулканическими постройками. 30-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1915. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1915.pdf .
  24. ^ Счетчик выстрелов MOLA. Веб-сайт MIT MOLA. http://sebago.mit.edu/shots// (по состоянию на 23 мая 2011 г.).
  25. ^ Перейти обратно: а б с Иванов, М.А.; Хед, JW (2002). Альба Патера, Марс: оценка его эволюции с помощью данных MOLA и MOC. 33-я конференция по науке о Луне и планетах. LPI: Хьюстон, Техас, реферат № 1349. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1349.pdf .
  26. ^ Мужинис-Марк, П.Дж.; Харрис, Эй Джей; Роуленд, СК (2008). Земные аналоги кальдер вулканов Тарсис на Марсе в книге «Геология Марса: данные земных аналогов», М. Чепмен, Ред.; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 71.
  27. ^ Каттермоул, 2001, с. 86.
  28. ^ Перейти обратно: а б Кристенсен, PR (1986). «Региональные пылевые отложения на Марсе: физические свойства, возраст и история» . Дж. Геофиз. Рез . 91 (Б3): 3533–3545. Бибкод : 1986JGR....91.3533C . дои : 10.1029/jb091ib03p03533 .
  29. ^ Ерш, Юго-Запад; Кристенсен, PR (2001). Спектральный глобальный индекс пылевого покрова Марса на основе данных термоэмиссионного спектрометра . Семинар по первой посадочной площадке марсоходов 2003 года, реферат № 9026. http://www.lpi.usra.edu/meetings/mer2003/pdf/9026.pdf .
  30. ^ Кестхейи, LP (2006). Пыльная вершина вулкана Альба Патера. Веб-сайт HiRISE Университета Аризоны. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_001510_2195 . (по состоянию на 18 мая 2011 г.).
  31. ^ Перейти обратно: а б Путциг, Н. Е. и др. (2005). Глобальная тепловая инерция и свойства поверхности Марса по данным картографической миссии MGS. Икар, 173 табл. 1, рис. 5, с. 331.
  32. ^ Фельдман, WC; Меллон, Монтана; Гасно, О.; Морис, С.; Преттиман, TH (2008). Летучие вещества на Марсе: научные результаты нейтронного спектрометра Mars Odyssey на марсианской поверхности: состав, минералогия и физические свойства, JF Bell III, Ed.; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 135 и рис. 6.8. ISBN   978-0-521-86698-9 .
  33. ^ Барлоу, Н.Г. (2008). Марс: введение в его внутреннюю часть, поверхность и атмосферу; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 202. ISBN   978-0-521-85226-5 .
  34. ^ Фермер, CB; Домс, ЧП (1979). «Глобальные сезонные колебания водяного пара на Марсе и последствия для вечной мерзлоты». Дж. Геофиз. Рез . 84 (Б6): 2881–2888. Бибкод : 1979JGR....84.2881F . дои : 10.1029/jb084ib06p02881 .
  35. ^ Фельдман, WC; Преттиман, TH; Морис, С.; Лоуренс, диджей; Патаре, А.; Милликен, Р.Э.; Трэвис Би Джей (2011). Поиск остатков водяного льда из прошлого ледникового климата на Марсе: нейтронный спектрометр Mars Odyssey. 42-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 2420. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2420.pdf .
  36. ^ Гасно, О. (2006). Неконтролируемое определение химически различных областей на Марсе. 37-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 2328. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2328.pdf .
  37. ^ Перейти обратно: а б с д Карр, Миннесота; Грили, Р.; Блазиус, КР; Гость, Дж. Э.; Мюррей, Дж. Б. (1977). «Некоторые особенности марсианского вулкана, если смотреть с орбитальных аппаратов «Викинг». Дж. Геофиз. Рез . 82 (28): 3985–4015. Бибкод : 1977JGR....82.3985C . дои : 10.1029/js082i028p03985 .
  38. ^ Перейти обратно: а б с Каттермоул, П. (1987). «Последовательность, реологические свойства и скорость излияния вулканических потоков в Альба-Патера, Марс». Дж. Геофиз. Рез . 92 (Б4): Е553–Е560. Бибкод : 1987JGR....92E.553C . дои : 10.1029/jb092ib04p0e553 .
  39. ^ Перейти обратно: а б с Пьери, Д.; Шнебергер, Д. (1988). Морфология лавовых потоков в Альба-Патера. 19-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1471. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1988/pdf/1471.pdf .
  40. ^ Шнебергер и Пьери, 1991, цитируется Макговерном и др., 2001.
  41. ^ Шокей, К.М.; Глазурь, ЛС; Балога, С.М. (2004). Анализ потоков Альба-Патера: сравнение сходств и различий. 35-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1154. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1154.pdf .
  42. ^ Карр, 2006, стр. 55–56.
  43. ^ Перейти обратно: а б Ридель, С.Дж.; Сакимото, SEH (2002). Топографические ограничения MOLA на скорость излияния лавовых трубок для Альбы Патера, Марс. 33-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1410. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2002/pdf/1410.pdf .
  44. ^ Сакимото, С.; Крисп, Дж.; Балога, С.М. (1997). Ограничения извержения планетарных потоков лавы с трубчатой ​​подачей. Дж. Геофиз. Рез., 102 6597–6614. Цитируется по Cattermole, 2001, с. 85.
  45. ^ Мужинис-Марк, П.Дж.; Зимбельман, младший (1987). Каналы на Альба-Патера, Марс: свидетельства полигенных извержений. 18-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1346. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1987/pdf/1346.pdf .
  46. ^ Мужинис-Марк, П.Дж.; Уилсон, Л.; Зимбельман, младший (1988). «Полигенные извержения на Альба-Патера, Марс: свидетельства эрозии каналов пирокластических потоков». Бык. Вулканол . 50 (6): 361–379. Бибкод : 1988BVol...50..361M . дои : 10.1007/bf01050636 . S2CID   128622042 .
  47. ^ Мужинис-Марк, П.Дж.; Уилсон, Л.; Зубер, МТ (1992). Физическая вулканология на Марсе, Х. Х. Киффер и др., Ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 247–248 и рис. 6.
  48. ^ Карр, 2006, с. 56.
  49. ^ Шнебергер, DM; Пьери, округ Колумбия (1991). «Геоморфология и стратиграфия Альба-Патера, Марс». Дж. Геофиз. Рез . 96 (Б2): 1907–1930. Бибкод : 1991JGR....96.1907S . дои : 10.1029/90JB01662 .
  50. ^ Карр, 2006, с. 86, рис. 4.6.
  51. ^ Перейти обратно: а б с Банердт, ВБ; Голомбек, депутат; Танака, КЛ (1992). «Напряжение и тектоника на Марсе на Марсе», Х. Х. Киффер и др., ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 248–297.
  52. ^ Перейти обратно: а б с Макговерн, П.Дж. и др. (2001). Расширение и поднятие Альба-Патера, Марс: данные наблюдений MOLA и моделей нагрузки. Дж. Геофиз. Рез., 106 (E10), 23 769–23 809.
  53. ^ Перейти обратно: а б Карр, 2006, стр. 86–87.
  54. ^ Перейти обратно: а б Кайо, Б.; и др. (2003). «Моделирование вулканической деформации в региональном поле напряжений: последствия для формирования грабеновых структур на Альба Патера, Марс» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез . 108 (E12): 5141. Бибкод : 2003JGRE..108.5141C . дои : 10.1029/2003JE002135 .
  55. ^ Мортон, 2002, стр.101-102.
  56. ^ Райтала, Дж (1988). «Композитная грабенская тектоника Альба Патера на Марсе». Земля, Луна и планеты . 42 (3): 277–291. Бибкод : 1988EM&P...42..277R . дои : 10.1007/bf00058491 . S2CID   122146033 .
  57. ^ Скотт, Эд; Уилсон, Л.; Глава III, JW (2002). «Размещение гигантских радиальных даек в северной части Марса Тарсис» . Дж. Геофиз. Рез . 107 (E4): 5019. Бибкод : 2002JGRE..107.5019S . дои : 10.1029/2000JE001431 .
  58. ^ Окубо, Швейцария; Шульц, РА (2005). Свидетельства внедрения радиальных даек Тарсис на юго-востоке Альба-Патера по данным топографии цепочек кратеров ям на основе MOLA. 36-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1007. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/1007.pdf .
  59. ^ Веб-сайт HiRISE Университета Аризоны. http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010345_2150 .
  60. ^ Крэддок, РА; Ховард, AD (2002). «Доказательства количества осадков на теплом и влажном раннем Марсе» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез . 107 (E11): 5111. Бибкод : 2002JGRE..107.5111C . дои : 10.1029/2001JE001505 .
  61. ^ См. Карр, М.Х. (1996). Вода на Марсе; Oxford University Press: Оксфорд, Великобритания, стр. 90–92, для более подробного обсуждения.
  62. ^ Гулик, ВК (2005). Новый взгляд на развитие долин марсианских вулканов с использованием данных MGS и Odyssey. 36-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 2345. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2005/pdf/2345.pdf .
  63. ^ Перейти обратно: а б Ансан, В.; Мангольд, Н.; Массон, доктор философии; Нойкум, Г. (2008). Топография сетей долин на Марсе: сравнение долин разного возраста. 39-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1585. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/1585.pdf .
  64. ^ Гулик, ВК (2001). «Происхождение сетей долин на Марсе: гидрологическая перспектива». Геоморфология . 37 (3–4): 241–268. Бибкод : 2001Geomo..37..241G . дои : 10.1016/s0169-555x(00)00086-6 . hdl : 2060/20000092094 .
  65. ^ Перейти обратно: а б Скотт, Д.Х.; Танака, КЛ (1986). Геологическая карта западной экваториальной области Марса. Карта серии различных расследований Геологической службы США I–1802–A.
  66. ^ Хупер, PR (1988). Базальт реки Колумбия, в книге «Базальты континентальных паводков», Дж. Д. Макдугалл, ред.; Спрингер: Нью-Йорк, стр. 1–33 и Селф, С.; Тордарсон, Т.; Кестхей, Л. (1997). Размещение потоков базальтовой лавы континентального паводка в крупных магматических провинциях, Дж. Дж. Махони и М. Ф. Коффин, ред.; АГУ, Монография 100, стр. 381–410. Цитируется по Иванову и Хэду (2006), с. 21.
  67. ^ Перейти обратно: а б Иванов и Хед (2006), рис. 32.
  68. ^ Каттермоул, 2001, с. 72
  69. ^ Барлоу, Нью-Йорк; Зимблман, младший (1988). Венерианские короны: сравнение с Альбой Патерой, Марс. 19-я конференция по науке о Луне и планетах. Аннотация №1019. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1988/pdf/1019.pdf .
  70. ^ Уоттерс, TR; Джейнс, DM (1995). «Короны на Венере и Марсе: последствия для подобных структур на Земле». Геология . 23 (3): 200–204. Бибкод : 1995Geo....23..200W . doi : 10.1130/0091-7613(1995)023<0200:COVAMI>2.3.CO;2 .
  71. ^ Вудкок, БЛ; Сакимото, SEH (2006). Поток лавовой трубы: ограничения на максимальную устойчивую скорость извержений основных марсианских вулканических построек. 37-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1992. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1992.pdf .
  72. ^ Петерсон, Дж. Э. (март 1978 г.). «Антиподальные эффекты крупных бассейнообразующих воздействий на Марс». Лунная и планетарная наука . IX : 885–886. Бибкод : 1978LPI.....9..885P .
  73. ^ Уильямс, округ Колумбия; Грили, Р. (1991). «Формирование территорий антиподального удара на Марсе» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXII : 1505–1506 гг . Проверено 4 июля 2012 г.
  74. ^ Уильямс, округ Колумбия; Грили, Р. (1994). «Оценка территорий антиподального удара на Марсе». Икар . 110 (2): 196–202. Бибкод : 1994Icar..110..196W . дои : 10.1006/icar.1994.1116 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
  • Бойс, Джозеф, М. (2008). Смитсоновская книга Марса; Конеки и Конеки: Олд Сэйбрук, Коннектикут, ISBN   978-1-58834-074-0
  • Карр, Майкл, Х. (2006). Поверхность Марса; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN   978-0-521-87201-0 .
  • Каттермоул, Питер, Дж. (2001). Марс: Тайна раскрывается; Издательство Оксфордского университета: Оксфорд, Великобритания, ISBN   978-0-19-521726-1 .
  • Франкель, Чарльз (2005). Миры в огне: вулканы на Земле, Луне, Марсе, Венере и Ио; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, ISBN   978-0-521-80393-9 .
  • Хартманн, Уильям, К. (2003). Путеводитель по Марсу: загадочные пейзажи Красной планеты; Рабочий: Нью-Йорк, ISBN   0-7611-2606-6 .
  • Мортон, Оливер (2003). Картирование Марса: наука, воображение и рождение мира; Пикадор: Нью-Йорк, ISBN   0-312-42261-X .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме Альба Патера :
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Alba_Mons&oldid=1212444069"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: b80d5801994046800abf8a206efddc53__1709840220
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/b8/53/b80d5801994046800abf8a206efddc53.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Alba Mons - 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.)