Четырехугольник Моря Ацидалии
 Карта четырехугольника Mare Acidalium по данным лазерного альтиметра марсианского орбитального аппарата (MOLA). Самые высокие точки обозначены красным, самые низкие — синим. | |
| Координаты | 47 ° 30' с.ш. 30 ° 00' з.д. / 47,5 ° с.ш. 30 ° з.д. |
|---|---|
Четырехугольник Mare Acidalium — одна из серии из 30 четырехугольных карт Марса, используемых Программой Геологической службы США (USGS) астрогеологических исследований . Четырехугольник . расположен в северо-восточной части западного полушария Марса и охватывает от 300° до 360° восточной долготы (от 0° до 60° западной долготы) и от 30° до 65° северной широты В четырехугольнике используется равноугольная коническая проекция Ламберта в номинальном масштабе 1:5 000 000 (1:5M). Четырехугольник Mare Acidalium также называют MC-4 (Марсианская карта-4). [1]
Ширина южной и северной границ четырехугольника составляет примерно 3065 км и 1500 км соответственно. Расстояние с севера на юг составляет около 2050 км (чуть меньше длины Гренландии). [2] Четырехугольник занимает приблизительную площадь 4,9 миллиона квадратных километров, или чуть более 3% площади поверхности Марса. [3] Большая часть региона под названием Acidalia Planitia находится в четырехугольнике Acidalium. Части Темпе Терры , Аравии Терры и Планиции Хрис также находятся в этом четырехугольнике.
Эта область содержит множество ярких пятен на темном фоне, которые могут быть грязевыми вулканами. Есть также несколько оврагов, которые, как полагают, образовались в результате относительно недавних потоков жидкой воды. [4]
Происхождение имени
[ редактировать ]Mare Acidalium (Ацидалианское море) — это название телескопической особенности альбедо, расположенной на Марсе в точках 45° северной широты и 330° восточной долготы. Объект был назван в честь колодца или фонтана в Беотии , Греция. Согласно классической традиции, это место, где купались Венера и Грации. [5] Название было одобрено Международным астрономическим союзом (МАС) в 1958 году. [6]
Физиография и геология
[ редактировать ]Четырехугольник содержит много интересных особенностей, в том числе овраги и возможные береговые линии древнего северного океана. Некоторые участки густо слоистые. Граница между южным нагорьем и северной низменностью проходит в Море Ацидалиум. [7] « Лицо на Марсе », представляющее большой интерес для широкой публики, расположено около 40,8 градуса северной широты и 9,6 градуса западной долготы, в районе под названием Сидония. Когда Mars Global Surveyor исследовал его с высоким разрешением, лицо оказалось всего лишь размытой горной вершиной. [8] В Маре Ацидалиум находится Касей-Валлес система каньонов Земли . Ширина этой огромной системы в некоторых местах составляет 300 миль, а ширина Большого Каньона составляет всего 18 миль. [9]
Овраги
[ редактировать ]На изображении Acidalia Colles, представленном HiRISE ниже, показаны овраги в северном полушарии. Овраги встречаются на крутых склонах, особенно воронках. Считается, что овраги относительно молоды, потому что у них мало кратеров, если они вообще есть, и они лежат на вершинах песчаных дюн, которые сами по себе молоды. Обычно в каждом овраге есть ниша, канал и фартук. Хотя для их объяснения было выдвинуто множество идей, наиболее популярные из них связаны с жидкой водой, поступающей либо из водоносного горизонта , либо оставшейся от старых ледников . [4]
Овраги на стене кратера Яркий фартук немного необычен.
Овраг на стене кратера Яркий фартук немного необычен.
Овраги Acidalia Colles и другие особенности, как видно HiRISE . Длина масштабной линейки составляет 1000 метров.
Контекст для следующего изображения кратера Бамберг . В рамке показано, откуда взялось следующее изображение. Это изображение CTX с Марсианского разведывательного орбитального аппарата.
Овраги и массивный поток материала, как видно HiRISE в рамках программы HiWish . На следующих двух изображениях овраги увеличены. Место — кратер Бамберг.
Некоторые овраги крупным планом, снятые HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план другого оврага на том же снимке HiRISE. Фото сделано в рамках программы HiWish.
Овраги, глазами HiRISE в рамках программы HiWish.
Овраги в кратере, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план оврагов в кратере с предыдущего изображения. Изображение сделано HiRISE в программе HiWish.
Овраги на стене кратера, вид HiRISE в программе HiWish. Местоположение — четырехугольник Mare Acidalium.
Крупный план овражных каналов, вид HiRISE в программе HiWish. На этом изображении видно множество обтекаемых форм и несколько скамеек вдоль канала. Эти особенности предполагают образование проточной водой. Скамейки обычно образуются, когда уровень воды немного снижается и некоторое время остается на этом уровне. Фотография сделана с помощью HiRISE в программе HiWish. Местоположение — четырехугольник Mare Acidalium. Обратите внимание, что это увеличение предыдущего изображения.
Овраги, глазами HiRISE в рамках программы HiWish.
Овраги, глазами HiRISE в рамках программы HiWish.
Есть доказательства обеих теорий. Большинство вершин оврагов расположены на одном уровне, как и следовало ожидать от водоносного горизонта. Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода могла существовать в водоносном горизонте на обычных глубинах, где начинаются овраги. [10] Одна из вариаций этой модели заключается в том, что поднимающаяся горячая магма могла растопить лед в земле и вызвать движение воды в водоносных горизонтах. Водоносные горизонты – это слои, которые позволяют воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Этот слой будет располагаться поверх другого слоя, препятствующего спуску воды (в геологических терминах его можно было бы назвать непроницаемым). Единственное направление, в котором может течь захваченная вода, — горизонтальное. Вода может затем вылиться на поверхность, когда водоносный горизонт достигнет разрыва, напоминающего стену кратера. Водоносные горизонты довольно распространены на Земле. Хорошим примером является «Плачущая скала» в национальном парке Зайон, штат Юта . [11]
С другой стороны, существуют доказательства альтернативной теории, поскольку большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. Эта богатая льдом мантия толщиной в несколько ярдов выравнивает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. При определенных условиях лед может таять и стекать по склонам, образуя овраги. Поскольку на этой мантии мало кратеров, мантия относительно молода. Превосходный вид этой мантии можно увидеть на снимке края кратера Птолемея , сделанном HiRISE .
Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярные льды и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. Водяной пар конденсируется на частицах, затем более тяжелые частицы с водной оболочкой падают и накапливаются на земле. Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [12]
Многоугольная узорчатая земля
[ редактировать ]Многоугольный узорчатый грунт довольно распространен в некоторых регионах Марса. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] Принято считать, что это вызвано сублимацией льда из-под земли. Сублимация — это прямой переход твердого льда в газ. Это похоже на то, что происходит с сухим льдом на Земле. Места на Марсе с многоугольной поверхностью могут указывать на то, где будущие колонисты смогут найти водяной лед. Узорчатая земля образуется в мантийном слое, называемом мантией , зависящей от широты, которая упала с неба, когда климат был другим. [20] [21] [22] [23]
- Крупным планом овраги в кратере, показывающие многоугольники, которые получили название «овраги». Изображение получено HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план ниши оврага, показывающий «овраги» (многоугольный узор на земле возле оврагов), как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличенное изображение.
Крупный план ниши оврага, показывающий «овраги» (многоугольный узор на земле возле оврагов), как видно с помощью HiRISE в программе HiWish. Обратите внимание, что это увеличенное изображение.
Кратеры
[ редактировать ]Ударные кратеры обычно имеют край с выбросами вокруг них, в отличие от вулканических кратеров обычно не имеют края или отложений выбросов. [24] Иногда кратеры имеют слоистую структуру. Поскольку столкновение, в результате которого образуется кратер, похоже на мощный взрыв, камни из глубоких подземелий выбрасываются на поверхность. Следовательно, кратеры могут показать нам, что находится глубоко под поверхностью.
Дно кратера Куновски , вид HiRISE. Длина масштабной линейки составляет 500 метров.
Кратер Бонестелл , вид HiRISE. Длина масштабной линейки составляет 1000 метров.
Кратер Арандас , вид HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы лучше рассмотреть Северную и Южную стены, а также центральные холмы. Длина масштабной линейки составляет 1000 метров.
Эксгумированный кратер в Море Ацидалиум, вид Mars Global Surveyor
Группа кратеров, которые могли удариться о поверхность одновременно после распада астероида. Если бы кратеры образовались в разное время, они бы стерли с лица земли часть остальных. Фотография сделана HiRISE в рамках программы HiWish. Изображение расположено в Терра Киммерия .
Кратер с выбросом, вид HiRISE в рамках программы HiWish. В рамке показана увеличенная область на следующем изображении.
Увеличенный вид выброса кратера, показывающий канал с отложениями на конце, как видно HiRISE в программе HiWish.
Крупный план поверхности возле выброса кратера, снимок HiRISE в рамках программы HiWish. Растаявший лед из-за грунтовых вод мог образовать небольшой канал.
Стена кратера, покрытая гладкой мантией, вид HiRISE в программе HiWish.
Кратер с ямами на дне, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Грязевые вулканы
[ редактировать ]На больших площадях Mare Acidalium видны яркие пятна на темном фоне. Было высказано предположение, что эти пятна представляют собой грязевые вулканы . [25] [26] [27] Нанесено на карту более 18 000 таких объектов, средний диаметр которых составляет около 800 метров. [28] В Mare Acidalium могло попасть большое количество грязи и жидкостей из отводящих каналов, поэтому там могло скопиться очень много грязи. Было обнаружено, что яркие курганы содержат кристаллические оксиды железа. Грязевой вулканизм здесь может иметь большое значение, поскольку могли образоваться долгоживущие каналы для восходящего потока грунтовых вод. Это могли быть места обитания микроорганизмов. [29] Грязевые вулканы могли принести образцы из глубоких зон, которые, следовательно, могли бы быть отобраны роботами. [30] Статья в «Икаре» сообщает об исследовании этих возможных грязевых вулканов. Авторы сравнивают эти марсианские особенности с грязевыми вулканами, обнаруженными на Земле. Исследование с использованием изображений HiRISE и данных CRISM подтверждает идею о том, что эти объекты действительно являются грязевыми вулканами. Нанофазные минералы железа и гидратированные минералы, обнаруженные с помощью компактного спектрометра изображений для Марса (CRISM), показывают, что вода участвовала в формировании этих возможных марсианских грязевых вулканов. [31]
Кратеры с белыми центрами в Море Ацидалиум. Песчаные дюны видны на изображении в низких местах. Некоторые из объектов могут быть грязевыми вулканами. Фотография сделана Mars Global Surveyor в рамках программы MOC Public Targeting .
Грязевые вулканы у края выброса близлежащего кратера, снимок HiRISE в рамках программы HiWish.
Большое поле конусов, которые могут быть грязевыми вулканами, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план возможных грязевых вулканов, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish. Примечание: это увеличение предыдущего изображения.
Возможный грязевой вулкан, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Линия возможных грязевых вулканов, глазами HiRISE в рамках программы HiWish.
Грязевые вулканы глазами HiRISE в рамках программы HiWish
Широкий вид на поле грязевых вулканов, снятый HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план грязевых вулканов, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план грязевых вулканов и валунов, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план валунов возле грязевых вулканов, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish. Валуны могут быть из верхнего слоя. Грязь грязевого вулкана не содержит валунов, только мелкозернистый материал.
Широкий вид на грязевые вулканы, снятый HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупным планом вид на грязевые вулканы, снятый HiRISE.
Крупным планом вид на грязевые вулканы, снятый HiRISE. Низкая территория вокруг вулканов содержит поперечные эоловые хребты (ТАХ). Только часть изображения является цветной, поскольку HiRISE использует цветную полосу только в середине изображения.
Близкий вид на грязевые вулканы на Земле. Место действия — Гобустан, Азербайджан.
Каналы в районе Идейских ямок
[ редактировать ]В Идеус Фоссе есть речная система длиной 300 км. Он высечен в горах Идеуса Фосса и возник в результате таяния льда в земле после удара астероида. Датирование показало, что активность воды произошла после того, как большая часть активности воды закончилась на границе между Ноахским и Гесперианским периодами. Озера и веерообразные отложения образовались в результате проточной воды в этой системе, которая стекала на восток в кратер Либерта и образовывала отложения в дельте. Частью дренажного пути является долина Моа. [32] [33]
Извилина и обрыв потока, как видно HiRISE в программе HiWish. Это часть крупной дренажной системы в регионе Идеус Фоссе.
Висячая долина, вид HiRISE в программе HiWish. Возможно, когда-то это был водопад.
Висячая долина, которая когда-то могла быть водопадом, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Каналы
[ редактировать ]Существует огромное количество свидетельств того, что вода когда-то текла в долинах рек на Марсе. [34] [35] Изображения изогнутых каналов были замечены на снимках марсианского космического корабля, сделанных в начале 1970-х годов с орбитального аппарата Mariner 9 . [36] [37] [38] [39] Действительно, исследование, опубликованное в июне 2017 года, подсчитало, что объем воды, необходимый для создания всех каналов на Марсе, был даже больше, чем предполагаемый океан, который мог быть на планете. Вероятно, вода много раз перерабатывалась из океана в осадки вокруг Марса. [40] [41]
Склодовская (марсианский кратер) , вид камеры CTX (на марсианском разведывательном орбитальном аппарате ). Небольшие каналы видны вдоль эродированного южного края.
Каналы в кратере Склодовской, вид камеры CTX (на орбитальном аппарате Mars Reconnaissance Orbiter). Примечание: это увеличение предыдущего изображения.
Каналы в кратере Склодовской, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Каналы, как их видит HiRISE в программе HiWish
Сеть каналов, вид на HiRISE в рамках программы HiWish
Извилистый ручей, показывающий ранние и поздние петли.
Меандр. Образовалась отсечка, позволившая сократить путь к воде.
Океан
[ редактировать ]Многие исследователи предполагают, что когда-то на севере Марса был большой океан. [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] Много свидетельств существования этого океана было собрано за несколько десятилетий. Новые доказательства были опубликованы в мае 2016 года. Большая группа ученых описала, как часть поверхности четырехугольника Исмениус Лакус была изменена двумя цунами . Цунами были вызваны падением астероидов в океан. Считалось, что оба они были достаточно сильными, чтобы образовать кратеры диаметром 30 км. Первое цунами подхватило и унесло валуны размером с автомобиль или небольшой дом. Обратная волна волны образовала каналы, переставляя валуны. Второй произошел, когда океан был на 300 м ниже. Второй принес с собой большое количество льда, сброшенного в долины. Расчеты показывают, что средняя высота волн составила бы 50 м, но высота варьировалась от 10 м до 120 м. Численное моделирование показывает, что именно в этой части океана каждые 30 миллионов лет образовывались два ударных кратера диаметром 30 км. Здесь подразумевается, что великий северный океан мог существовать миллионы лет. Одним из аргументов против океана было отсутствие особенностей береговой линии. Эти особенности могли быть смыты цунами. Части Марса, изучаемые в этом исследовании: Планиция Хриса и северо-западная Аравийская Терра . Эти цунами затронули некоторые поверхности в четырехугольнике Исмениус Лакус и четырехугольнике Море Ацидалиум. [49] [50] [51] [52]
Трибблс
[ редактировать ]Считается, что пинго присутствуют на Марсе. Это холмики с трещинами. Эти конкретные трещины, очевидно, были вызваны чем-то, вышедшим из-под хрупкой поверхности Марса. Ледяные линзы, возникшие в результате скопления льда под поверхностью, возможно, создали эти холмики с трещинами. Лед менее плотный, чем скала, поэтому погребенный лед поднялся и выдвинулся вверх по поверхности, образовав эти трещины. Аналогичный процесс создает в арктической тундре на Земле курганы аналогичного размера, известные как пингос , слово инуитов. [53] Они содержат чистый водяной лед, поэтому могут стать отличным источником воды для будущих колонистов на Марсе.
Стрелки указывают на возможные пинго, как видно HiRISE в программе HiWish. Пинго содержат ядро из чистого льда.
Расколотая земля
[ редактировать ]
Переломы, глазами HiRISE в рамках программы HiWish. Считается, что эти разломы в конечном итоге превратятся в каньоны, потому что лед в земле исчезнет в тонкой марсианской атмосфере, а оставшаяся пыль будет сдута.
Широкий вид трещиноватого грунта, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish. На марсианской поверхности образуются трещины, а затем они превращаются в крупные разломы.
Крупный план переломов с предыдущего изображения, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Трещины на дне кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Крупный план трещин на дне кратера, сделанный HiRISE в рамках программы HiWish.
Группа трещин, вид HiRISE в программе HiWish
Крупный план трещин разного размера, снятый HiRISE в программе HiWish. Лед исчезает вдоль поверхности трещин и увеличивает трещину. Обратите внимание, что у маленьких кратеров не очень большие края; это могут быть просто ямы.
Крупный план трещин разного размера, снятый HiRISE в программе HiWish. Лед исчезает вдоль поверхности трещин и увеличивает трещину.
Трещины вокруг кратера, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Слои
[ редактировать ]Породу можно формировать в слои различными способами. Вулканы, ветер или вода могут образовывать слои. [54] Слои могут затвердевать под действием грунтовых вод. Марсианские грунтовые воды, вероятно, переместились на сотни километров и в процессе растворили многие минералы из породы, через которую прошли. Когда грунтовые воды выходят на поверхность в низких участках, содержащих отложения, вода испаряется в разреженной атмосфере и оставляет после себя минералы в виде отложений и/или цементирующих веществ. Следовательно, слои пыли не могли впоследствии легко разрушиться, поскольку они были склеены вместе.
,
Слои в мезе, вид HiRISE в программе HiWish
Крупный план слоев в мезе, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Слои и небольшие кратеры, вид HiRISE в программе HiWish. На следующем изображении слои увеличены.
Слои, вид HiRISE в программе HiWish
Крупный план слоев в желобе, как видно с помощью HiRISE в программе HiWish.
Слоистая меза, вид HiRISE в программе HiWish.
Другие особенности ландшафта
[ редактировать ]
Утес в системе Касей-Валлес , вид HiRISE
Увеличенный утес в системе Касей-Валлес на предыдущем изображении, показывающий валуны и их следы, как видно с помощью HiRISE. Нажмите на изображение, чтобы увидеть валун диаметром всего 2,2 ярда (меньше спальни).
Изображение CTX, показывающее контекст следующего изображения неисправности.
Крупный план возможной неисправности в Mare Acidalium, как видно HiRISE в рамках программы HiWish . Вокруг кратера нарисован круг, чтобы показать, что он может сместиться из-за движения разлома. В этом регионе много других разломов.
Вентилятор с каналами на поверхности, вид HiRISE в программе HiWish.
Образец овальных ям в этом месте неизвестного происхождения, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Кратер с очень маленьким краем, вид HiRISE в программе HiWish.
Поле небольших ям, вид HiRISE в рамках программы HiWish.
Веер Этот веер образуется на краю кратера. Грязь и камни, смешавшись с водой, стекали по склону и откладывались в кратере. Веер имеет слои, а это значит, что это делалось с разными интервалами, а не все сразу.
Другие четырехугольники Марса
[ редактировать ]
Интерактивная карта Марса
[ редактировать ]
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 ]- ^ Дэвис, Мэн; Бэтсон, РМ; Ву, ГНЦ «Геодезия и картография» в Киффере, Х.Х.; Якоски, Б.М.; Снайдер, CW; Мэтьюз, MS, ред. Марс. Издательство Университета Аризоны: Тусон, 1992.
- ^ Расстояния рассчитаны с помощью инструмента измерения мирового ветра НАСА. http://worldwind.arc.nasa.gov/ .
- ^ Аппроксимировано путем интегрирования широтных полос площадью R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) от 30° до 65° широты; где R = 3889 км, A — широта, а углы выражены в радианах. См.: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-roption-polygon-on-earths-surface .
- ^ Jump up to: а б Хелдманн, Дж.; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов формирования. 2004» . Икар . 168 (2): 285–304. Бибкод : 2004Icar..168..285H . дои : 10.1016/j.icarus.2003.11.024 .
- ^ Бланк, Дж. 1982. Марс и его спутники. Экспозиционная пресса. Смиттаун, Нью-Йорк
- ^ Справочник планетарной номенклатуры Геологической службы США. Марс. http://planetarynames.wr.usgs.gov/ .
- ^ «HiRISE | Сложный кратер на Земле Аравии (PSP_010354_2165)» .
- ^ «Выпуск Mars Global Surveyor MOC2-283» .
- ^ «HiRISE | (Почти) тихие Rolling Stones в Касей-Валлес» . Архивировано из оригинала 1 октября 2016 г. Проверено 19 февраля 2009 г.
- ^ Хелдманн, Дж.; Меллон, М. (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения потенциальных механизмов формирования» . Икар . 168 (2): 285–304. Бибкод : 2004Icar..168..285H . дои : 10.1016/j.icarus.2003.11.024 .
- ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Кендалл/Хант Издательская компания. Дубьюк, Айова
- ^ MLA НАСА/Лаборатория реактивного движения (2003, 18 декабря). Марс может выйти из ледникового периода. ScienceDaily. Получено 19 февраля 2009 г. с сайта https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds от GoogleAdvertise.
- ^ «Рефубиум - Поиск» (PDF) .
- ^ Костама, В.-П.; Креславский, руководитель (2006). «Современная высокоширотная ледяная мантия на северных равнинах Марса: характеристики и возраст размещения» . Геофиз. Рез. Летт . 33 (11): L11201. Бибкод : 2006GeoRL..3311201K . дои : 10.1029/2006GL025946 . S2CID 17229252 .
- ^ Малин, М.; Эджетт, К. (2001). «Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Межпланетный круиз в рамках основной миссии» . Дж. Геофиз. Рез . 106 (Е10): 23429–23540. Бибкод : 2001JGR...10623429M . дои : 10.1029/2000je001455 .
- ^ Милликен, Р.; и др. (2003). «Характеристики вязкого течения на поверхности Марса: наблюдения по изображениям Mars Orbiter Camera (MOC) высокого разрешения». Дж. Геофиз. Рез . 108 (E6): 5057. Бибкод : 2003JGRE..108.5057M . дои : 10.1029/2002JE002005 .
- ^ Мангольд, Н. (2005). «Высокоширотные территории на Марсе: классификация, распространение и климатический контроль». Икар . 174 (2): 336–359. Бибкод : 2005Icar..174..336M . дои : 10.1016/j.icarus.2004.07.030 .
- ^ Креславский, М., Хед, Дж. 2000. Неровности километрового масштаба на Марсе: результаты анализа данных MOLA. Дж. Геофиз. Рез. 105 (Е11), 26695–26712.
- ^ Зайберт, Н.; Каргель, Дж. (2001). «Маленькая марсианская многоугольная местность: последствия для жидкой поверхностной воды». Геофиз. Рез. Летт . 28 (5): 899–902. Бибкод : 2001GeoRL..28..899S . дои : 10.1029/2000gl012093 .
- ^ Хехт, М. (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Икар . 156 (2): 373–386. Бибкод : 2002Icar..156..373H . дои : 10.1006/icar.2001.6794 .
- ^ Горчица, Дж.; и др. (2001). «Свидетельства недавнего изменения климата на Марсе на основе обнаружения молодого приповерхностного подземного льда». Природа . 412 (6845): 411–414. Бибкод : 2001Natur.412..411M . дои : 10.1038/35086515 . ПМИД 11473309 . S2CID 4409161 .
- ^ Креславский, М.А., руководитель, JW, 2002. Современная поверхностная мантия Марса в высоких широтах: новые результаты MOLA и MOC. Европейское геофизическое общество XXVII, Ницца.
- ^ Руководитель, JW; Горчица, Дж. Ф.; Креславский, М.А.; Милликен, Р.Э.; Марчант, ДР (2003). «Недавние ледниковые периоды на Марсе». Природа . 426 (6968): 797–802. Бибкод : 2003Natur.426..797H . дои : 10.1038/nature02114 . ПМИД 14685228 . S2CID 2355534 .
- ^ Хью Х. Киффер (1992). Марс . Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7 . Проверено 7 марта 2011 г.
- ^ Фарранд, В.; и др. (2005). «Ямчатые конусы и купола на Марсе: наблюдения в Acidalia Planitia и Cydonia Mensae с использованием данных MOC, THEMIS и TES» . Дж. Геофиз. Рез . 110 (E5): 14. Бибкод : 2005JGRE..110.5005F . дои : 10.1029/2004JE002297 .
- ^ Танака, К.; и др. (2003). «Восстановление истории северных равнин Марса на основе геологического картирования данных Mars Global Surveyor» . Дж. Геофиз. Рез . 108 (E4): 8043. Бибкод : 2003JGRE..108.8043T . дои : 10.1029/2002JE001908 .
- ^ Гротцингер, Дж. и Р. Милликен (ред.) 2012. Осадочная геология Марса. СЕРМ
- ^ Олер, Д. и К. Аллен. 2010. Доказательства повсеместного грязевого вулканизма в Ацидалии Планиции, Марс. Икар: 208. 636–657.
- ^ Комацу, Г. и др. 2014. АСТРОБИОЛОГИЧЕСКИЙ ПОТЕНЦИАЛ ГРЯЗЕВОГО ВУЛКАНИЗМА НА МАРСЕ. 45-я конференция по наукам о Луне и планетах (2014 г.). 1085.pdf
- ^ Олер, Д; Аллен, К. (2011). «Свидетельства повсеместного грязевого вулканизма в Ацидалии Планиции, Марс». Икар . 208 (2): 636–657. Бибкод : 2010Icar..208..636O . дои : 10.1016/j.icarus.2010.03.031 .
- ^ Комацу, Г. и др. 2016. Особенности небольших построек на равнине Хрис, Марс: оценка гипотезы грязевого вулкана. Икар: 268, 56-75.
- ^ Салезе, Ф.; Ди Ахилле, Ф.; и др. (2016). «Гидрологический и осадочный анализ хорошо сохранившихся палеорелювиально-палеоозёрных систем в Моа-Валлес, Марс» . Дж. Геофиз. Рез. Планеты . 121 (2): 194–232. Бибкод : 2016JGRE..121..194S . дои : 10.1002/2015JE004891 . S2CID 130651090 .
- ^ Салезе, Ф., Г. Ди Ахилле, Г. Ори. 2015. СЕДИМЕНТОЛОГИЯ РЕЧНОЙ СИСТЕМЫ С СЕРией ПАЛЕОЛОЗЕР С ПРОРЫВАМИ ДОЛБИН В ИДЕУС ФОССАЕ, МАРС. 46-я конференция по наукам о Луне и планетах 2296.pdf
- ^ Бейкер, В.; и др. (2015). «Речная геоморфология на земных поверхностях планет: обзор» . Геоморфология . 245 : 149–182. дои : 10.1016/j.geomorph.2015.05.002 . ПМК 5701759 . ПМИД 29176917 .
- ^ Карр, М. 1996. В книге «Вода на Марсе». Оксфордский университет. Нажимать.
- ^ Бейкер, В. 1982. Каналы Марса. унив. из Tex. Press, Остин, Техас
- ^ Бейкер, В.; Стром, Р.; Гулик, В.; Каргель, Дж.; Комацу, Г.; Кале, В. (1991). «Древние океаны, ледниковые щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа . 352 (6336): 589–594. Бибкод : 1991Natur.352..589B . дои : 10.1038/352589a0 . S2CID 4321529 .
- ^ Карр, М. (1979). «Формирование особенностей марсианского наводнения за счет выброса воды из напорных водоносных горизонтов». Дж. Геофиз. Рез . 84 : 2995–300. Бибкод : 1979JGR....84.2995C . дои : 10.1029/jb084ib06p02995 .
- ^ Комар, П (1979). «Сравнение гидравлики потоков воды в марсианских каналах стока с потоками аналогичного масштаба на Земле». Икар . 37 (1): 156–181. Бибкод : 1979Icar...37..156K . дои : 10.1016/0019-1035(79)90123-4 .
- ^ «Сколько воды понадобилось, чтобы образовать долины на Марсе? — SpaceRef» . 5 июня 2017 г.
- ^ Луо, В.; и др. (2017). «Оценка объема новой сети марсианских долин соответствует древнему океану и теплому и влажному климату» . Природные коммуникации . 8 : 15766. Бибкод : 2017NatCo...815766L . дои : 10.1038/ncomms15766 . ПМЦ 5465386 . ПМИД 28580943 .
- ^ Паркер, Тимоти Дж.; Горслайн, Донн С.; Сондерс, Р. Стивен; Пьери, Дэвид С.; Шнебергер, Дейл М. (1993). «Прибрежная геоморфология северных равнин Марса». Журнал геофизических исследований . 98 (E6): 11061. Бибкод : 1993JGR....9811061P . дои : 10.1029/93je00618 .
- ^ Файрен, Альберто Г.; Дом, Джеймс М.; Бейкер, Виктор Р.; Де Пабло, Мигель А.; Руис, Хавьер; Феррис, Джастин С.; Андерсон, Роберт С. (2003). «Эпизодические наводнения северных равнин Марса» (PDF) . Икар . 165 (1): 53–67. Бибкод : 2003Icar..165...53F . дои : 10.1016/s0019-1035(03)00144-1 .
- ^ Глава III, JW (1999). «Возможные древние океаны на Марсе: данные лазерного альтиметра орбитального аппарата Марса». Наука . 286 (5447): 2134–2137. Бибкод : 1999Sci...286.2134H . дои : 10.1126/science.286.5447.2134 . ПМИД 10591640 .
- ^ Паркер, Тимоти Дж.; Стивен Сондерс, Р.; Шнебергер, Дейл М. (1989). «Переходная морфология West Deuteronilus Mensae, Марс: последствия изменения границы низменности и возвышенности». Икар . 82 (1): 111–145. Бибкод : 1989Icar...82..111P . дои : 10.1016/0019-1035(89)90027-4 .
- ^ Карр, Майкл Х. (2003). «Океаны на Марсе: оценка данных наблюдений и возможная судьба» . Журнал геофизических исследований . 108 (E5): 5042. Бибкод : 2003JGRE..108.5042C . дои : 10.1029/2002JE001963 .
- ^ Креславский Михаил Александрович; Хед, Джеймс В. (2002). «Судьба стоков каналов оттока в северных низменностях Марса: формация Vastitas Borealis как остаток сублимации из замерзших водоемов» . Журнал геофизических исследований: Планеты . 107 (Е12): 4–1–4–25. Бибкод : 2002JGRE..107.5121K . дои : 10.1029/2001JE001831 .
- ^ Клиффорд, С. (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы первозданного океана и современного состояния северных равнин». Икар . 154 (1): 40–79. Бибкод : 2001Icar..154...40C . дои : 10.1006/icar.2001.6671 .
- ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни» (пресс-релиз). 20 мая 2016 г.
- ^ Родригес, Дж. Алексис П.; Файрен, Альберто Г.; Танака, Кеннет Л.; Саррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Каргель, Джеффри С.; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р.; Глайнс, Натали (2016). «Волны цунами вновь поднялись на береговую линию раннего марсианского океана» . Научные отчеты . 6 : 25106. Бибкод : 2016NatSR...625106R . дои : 10.1038/srep25106 . ПМЦ 4872529 . ПМИД 27196957 .
- ^ Родригес, Дж. Алексис П.; Файрен, Альберто Г.; Танака, Кеннет Л.; Саррока, Марио; Линарес, Рохелио; Платц, Томас; Комацу, Горо; Миямото, Хидеаки; Каргель, Джеффри С.; Ян, Цзяньго; Гулик, Вирджиния; Хигучи, Кана; Бейкер, Виктор Р.; Глайнс, Натали (2016). «Волны цунами вновь поднялись на береговую линию раннего марсианского океана» . Научные отчеты . 6 : 25106. Бибкод : 2016NatSR...625106R . дои : 10.1038/srep25106 . ПМЦ 4872529 . ПМИД 27196957 .
- ^ «Древние свидетельства цунами на Марсе раскрывают потенциал жизни» . 19 мая 2016 г.
- ^ «HiRISE | Паутина (ESP_046359_1250)» .
- ^ "Дом" . hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750 .
- ^ Мортон, Оливер (2002). Картирование Марса: наука, воображение и рождение мира . Нью-Йорк: Пикадор США. п. 98. ИСБН 0-312-24551-3 .
- ^ «Онлайн-атлас Марса» . Ralphaeschliman.com . Проверено 16 декабря 2012 г.
- ^ «PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC» . Фотожурнал. НАСА/Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 года . Проверено 16 декабря 2012 г.
| Базы данных органов управления : Национальные |
|---|
