stringtranslate.com

Гора Олимп

Olympus Mons ( / ə ˌ l ɪ m p ə s ˈ m ɒ n z , oʊ - / ; [4] лат. « гора Олимп ») — крупный щитовой вулкан на Марсе . Его высота составляет более 21,9 км (13,6 миль; 72 000 футов), согласно измерениям с помощью лазерного высотомера Mars Orbiter (MOLA), [5] что примерно в 2,5 раза превышает высоту горы Эверест над уровнем моря . Это самый высокий вулкан Марса, его самая высокая планетарная гора, и примерно равна Реасильвии на Весте как самая высокая гора, обнаруженная в настоящее время в Солнечной системе. Он связан с вулканическим регионом Tharsis Montes . [6] [7] [8] Последнее извержение произошло 25 миллионов лет назад. [9]

Olympus Mons — самый молодой из крупных вулканов на Марсе, образовавшийся во время марсианского Гесперианского периода , извержения которого продолжались вплоть до Амазонского периода . Он был известен астрономам с конца 19 века как альбедо-объект Nix Olympica (лат. «Олимпийский снег»), и его горная природа предполагалась задолго до того, как космические зонды подтвердили, что это гора. [10]

Два ударных кратера на горе Олимп получили предварительные названия от Международного астрономического союза : кратер Карзок диаметром 15,6 км (9,7 миль) и кратер Пангбоче диаметром 10,4 км (6,5 миль) . [11] Это два из нескольких предполагаемых источников шерготтитов , самого распространенного класса марсианских метеоритов . [12]

Описание

Как щитовой вулкан , гора Олимп напоминает по форме крупные вулканы, составляющие Гавайские острова . Ширина сооружения составляет около 600 км (370 миль). [13] Поскольку гора такая большая, со сложной структурой по краям, выделение ей высоты затруднительно. Гора Олимп возвышается на 21 км (13 миль) над глобальной системой отсчета Марса [ уточнить ] , а ее локальный рельеф от подножия скал, которые образуют ее северо-западный край, до ее вершины составляет более 21 км (13 миль) [5] (немного более чем в два раза больше высоты Мауна-Кеа , измеренной от ее основания на дне океана). Общее изменение высоты от равнин Амазонии , более 1000 км (620 миль) на северо-запад, до вершины приближается к 26 км (16 миль). [3] Вершина горы имеет шесть вложенных друг в друга кальдер (обрушившихся кратеров), образующих нерегулярную впадину 60 км (37 миль) × 80 км (50 миль) в поперечнике [14] и до 3,2 км (2,0 мили) в глубину. [15] Внешний край вулкана состоит из уступа или скалы высотой до 8 км (5,0 миль) (хотя местами скрытой потоками лавы ), особенность, уникальная среди щитовых вулканов Марса, которая, возможно, была создана огромными оползнями на флангах . [16] Олимп занимает площадь около 300 000 км 2 (120 000 кв. миль), [17] что примерно равно размеру Италии или Филиппин , и поддерживается литосферой толщиной 70 км (43 мили) . Необычайные размеры Олимпа, вероятно, связаны с тем, что на Марсе отсутствуют подвижные тектонические плиты . В отличие от Земли, кора Марса остается неподвижной над стационарной горячей точкой , и вулкан может продолжать извергать лаву, пока она не достигнет огромной высоты. [18]

Будучи щитовым вулканом, гора Олимп имеет очень пологий профиль. Средний уклон склонов вулкана составляет всего 5%. [15] Склоны наиболее крутые вблизи средней части склонов и становятся более пологими к основанию, придавая склонам вогнутый восходящий профиль. Его склоны более пологие и простираются дальше от вершины в северо-западном направлении, чем в юго-восточном. Форму и профиль вулкана сравнивают с «цирковым шатром», поддерживаемым одним шестом, смещенным от центра. [19]

Из-за размера и пологих склонов Олимпа наблюдатель, стоящий на поверхности Марса, не сможет увидеть весь профиль вулкана даже с большого расстояния. Кривизна планеты и сам вулкан скроют такой синоптический вид. [20] Аналогично, наблюдатель, находящийся вблизи вершины, не будет знать, что стоит на очень высокой горе, поскольку склон вулкана будет простираться далеко за горизонт, всего на 3 километра. [21]

Типичное атмосферное давление на вершине Олимпа составляет 72 паскаля , что составляет около 12% от среднего давления на поверхности Марса, составляющего 600 паскалей. [22] [23] Оба эти показателя чрезвычайно низки по земным меркам; для сравнения, атмосферное давление на вершине Эвереста составляет 32 000 паскалей, или около 32% от давления на уровне моря на Земле. [24] Тем не менее, высотные орографические облака часто проплывают над вершиной Олимпа, и в воздухе все еще присутствует марсианская пыль. [25] Хотя среднее атмосферное давление на поверхности Марса составляет менее одного процента от земного, гораздо более низкая гравитация Марса увеличивает шкалу высоты атмосферы ; другими словами, атмосфера Марса обширна и не падает в плотности с высотой так резко, как у Земли.

Состав Олимпа составляет приблизительно 44% силикатов , 17,5% оксидов железа (которые придают планете ее красный цвет), 7% алюминия , 6% магния , 6% кальция и особенно высокие доли диоксида серы - 7%. Эти результаты указывают на то, что поверхность в основном состоит из базальтов и других основных пород, которые извергались в виде потоков лавы с низкой вязкостью и, следовательно, приводили к низким градиентам на поверхности планеты.


Геология

Олимп является результатом многих тысяч высокотекучих базальтовых потоков лавы , которые изливались из вулканических жерл в течение длительного периода времени ( Гавайские острова являются примером подобных щитовых вулканов в меньшем масштабе – см. Мауна-Кеа ). Как и базальтовые вулканы на Земле, марсианские базальтовые вулканы способны извергать огромное количество пепла . Из-за уменьшенной гравитации Марса по сравнению с Землей, на магму, поднимающуюся из коры, действуют меньшие выталкивающие силы. Кроме того, магматические камеры, как полагают, намного больше и глубже, чем те, что находятся на Земле. Склоны Олимпа состоят из бесчисленных потоков лавы и каналов. Многие из потоков имеют дамбы вдоль своих краев (на фото). Более холодные внешние края потока затвердевают, оставляя центральный желоб расплавленной текущей лавы. Частично разрушенные лавовые трубки видны как цепи кратеров-ямок, а также широкие лавовые веера, образованные лавой, выходящей из неповрежденных подземных трубок, также обычны. [26] В некоторых местах вдоль основания вулкана можно увидеть, как застывшие потоки лавы выливаются на окружающие равнины, образуя широкие шлейфы и погребая базальный уступ. Подсчет кратеров на снимках с высоким разрешением, сделанных орбитальным аппаратом Mars Express в 2004 году, показывает, что потоки лавы на северо-западном склоне горы Олимп имеют возраст от 115 миллионов лет (Mya) до всего лишь 2 Mya. [27] Эти возрасты очень недавние в геологическом плане, что позволяет предположить, что гора все еще может быть вулканически активной, хотя и очень спокойной и эпизодической манере. [28]

Кальдерный комплекс на вершине вулкана состоит как минимум из шести перекрывающихся кальдер и сегментов кальдеры (на фото). [29] Кальдеры образуются в результате обрушения кровли после истощения и изъятия подземного магматического очага после извержения. Таким образом, каждая кальдера представляет собой отдельный импульс вулканической активности на горе. [30] Самый большой и самый старый сегмент кальдеры, по-видимому, образовался как единое большое лавовое озеро. [31] Используя геометрические соотношения размеров кальдеры из лабораторных моделей, ученые подсчитали, что магматический очаг, связанный с самой большой кальдерой на горе Олимп, находится на глубине около 32 км (105 000 футов) под дном кальдеры. [32] Распределение размеров и частоты кратеров на дне кальдеры указывает на то, что возраст кальдер варьируется от 350 до 150 миллионов лет. Все они, вероятно, образовались в течение 100 миллионов лет друг от друга. [33] [34] Возможно, что магматические камеры внутри Олимпа получили новую магму из мантии после того, как образовались днища кальдеры, что привело к инфляции каждой камеры и поднятию частей вершины вулкана. [35]

Профили высот горы Олимп вдоль трансект с юго-запада на северо-восток и с северо-запада на юго-восток через гору. Создано с помощью Mars Quickmap.

Гора Олимп структурно и топографически асимметрична. Более длинный и пологий северо-западный склон демонстрирует черты растяжения, такие как крупные провалы и нормальные разломы . Напротив, более крутая юго-восточная сторона вулкана имеет черты, указывающие на сжатие, включая ступенчатые террасы в средней части склона вулкана (интерпретируемые как надвиги [36] ) и ряд морщинистых хребтов, расположенных на базальном уступе. [37] Причина, по которой противоположные стороны горы должны демонстрировать разные стили деформации, может заключаться в том, как крупные щитовые вулканы растут в поперечном направлении и как изменения в вулканическом субстрате повлияли на окончательную форму горы.

Крупные щитовые вулканы растут не только за счет добавления материала к своим флангам в виде извергаемой лавы, но и за счет бокового распространения у своих оснований. По мере того, как вулкан увеличивается в размерах, поле напряжений под вулканом меняется с компрессионного на растяжимое. У основания вулкана может образоваться подземный разлом, в результате чего подстилающая кора раздвигается. [38] Если вулкан покоится на отложениях, содержащих механически слабые слои (например, пласты водонасыщенной глины), в слабых слоях могут образоваться зоны отрыва ( décollements ). Растягивающие напряжения в зонах отрыва могут вызывать гигантские оползни и нормальные сбросы на флангах вулкана, что приводит к образованию базального уступа. [39] Дальше от вулкана эти зоны отрыва могут выражаться в виде последовательности перекрывающихся, гравитационно-управляемых сбросов. Этот механизм давно упоминается как объяснение отложений ореола горы Олимп (обсуждается ниже). [40]

Olympus Mons лежит на краю выступа Тарсиса , древнего обширного вулканического плато, вероятно, образовавшегося к концу Нойского периода . В Геспериде , когда начал формироваться Olympus Mons, вулкан располагался на пологом склоне, который спускался с возвышенности Тарсиса в северные низменные бассейны. Со временем эти бассейны получили большие объемы осадков, вымытых с Тарсиса и южных нагорий. Осадки, вероятно, содержали обильные филлосиликаты (глины) Нойского периода, образовавшиеся в ранний период на Марсе, когда поверхностная вода была в изобилии, [41] и были самыми толстыми на северо-западе, где глубина бассейна была наибольшей. По мере того, как вулкан рос посредством бокового спрединга, зоны отрыва с низким трением преимущественно развивались в более толстых слоях осадков на северо-западе, создавая базальный уступ и широко распространенные доли ореольного материала ( Lycus Sulci ). Спрединг также происходил на юго-востоке; Однако, он был более ограничен в этом направлении подъемом Тарсиса, который представлял зону с более высоким трением у основания вулкана. Трение было выше в этом направлении, потому что осадки были тоньше и, вероятно, состояли из более грубозернистого материала, устойчивого к скольжению. Компетентные и грубые породы фундамента Тарсиса действовали как дополнительный источник трения. Это подавление юго-восточного базального распространения в Олимпус Монс могло объяснить структурную и топографическую асимметрию горы. Было показано, что численные модели динамики частиц, включающие латеральные различия в трении вдоль основания Олимпус Монс, достаточно хорошо воспроизводят нынешнюю форму вулкана и асимметрию. [39]

Было высказано предположение, что отрыв вдоль слабых слоев был обусловлен наличием воды под высоким давлением в поровых пространствах осадка, что имело бы интересные астробиологические последствия. Если водонасыщенные зоны все еще существуют в осадках под вулканом, они, вероятно, сохранялись бы теплыми за счет высокого геотермического градиента и остаточного тепла от магматической камеры вулкана. Потенциальные источники или просачивания вокруг вулкана могли бы предоставить много возможностей для обнаружения микробной жизни. [42]

Ранние наблюдения и наименования

Цветная топографическая карта горы Олимп и ее ореола, полученная с помощью инструмента MOLA спутника Mars Global Surveyor

Olympus Mons и несколько других вулканов в регионе Tharsis находятся достаточно высоко, чтобы возвышаться над частыми марсианскими пыльными бурями, зафиксированными телескопическими наблюдателями еще в 19 веке. Астроном Патрик Мур указал, что Скиапарелли (1835–1910) «обнаружил, что его Nodus Gordis и Olympic Snow [Nix Olympica] были почти единственными объектами, которые можно было увидеть» во время пыльных бурь, и «правильно предположил, что они должны быть высоко». [43]

Космический аппарат Mariner 9 прибыл на орбиту вокруг Марса в 1971 году во время глобальной пылевой бури. Первые объекты, которые стали видны, когда пыль начала оседать, вершины вулканов Тарсис, продемонстрировали, что высота этих объектов значительно превышает высоту любой горы, найденной на Земле, как и ожидали астрономы. Наблюдения за планетой с Mariner 9 подтвердили, что Никс Олимпика является вулканом. В конечном итоге астрономы приняли название Olympus Mons для альбедо-объекта, известного как Никс Олимпика.

Региональная обстановка и окружающие особенности

Olympus Rupes , северная часть Olympus Mons

Гора Олимп расположена между северо-западным краем региона Тарсис и восточным краем равнины Амазония . Она находится примерно в 1200 км (750 миль) от трех других крупных марсианских щитовых вулканов, которые вместе называются горами Тарсис ( Arsia Mons , Pavonis Mons и Ascraeus Mons ). Горы Тарсис немного меньше, чем гора Олимп.

Широкая кольцевая впадина или ров глубиной около 2 км (1,2 мили) окружает основание Олимпа и, как полагают, является следствием огромного веса вулкана, давящего на марсианскую кору. Глубина этой впадины больше на северо-западной стороне горы, чем на юго-восточной.

Olympus Mons частично окружен областью характерного бороздчатого или волнистого рельефа, известного как ореол Olympus Mons. Ореол состоит из нескольких крупных долей. К северо-западу от вулкана ореол простирается на расстояние до 750 км (470 миль) и известен как Lycus Sulci ( 24°36′N 219°00′E / 24.600°N 219.000°E / 24.600; 219.000 ). К востоку от Olympus Mons ореол частично покрыт потоками лавы, но там, где он обнажается, он носит другие названия ( например, Gigas Sulci ). Происхождение ореола остается предметом споров, но, скорее всего, он был образован огромными оползнями [16] или гравитационными надвигами , которые оторвались от краев щита горы Олимп. [44]

Интерактивная карта Марса

Карта МарсаAcheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhena TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
Изображение выше содержит кликабельные ссылкиИнтерактивная карта-изображение глобальной топографии Марса . Наведите курсор твоя мышьна изображение, чтобы увидеть названия более 60 выдающихся географических объектов, и щелкните, чтобы перейти к ним. Цвет базовой карты указывает относительные высоты , основанные на данных лазерного высотомера Mars Orbiter Laser Altimeter на Mars Global Surveyor NASA . Белые и коричневые цвета указывают 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 — более низкие высоты (до−8 км ). Оси — широта и долгота ; отмечены полярные регионы .
(См. также: Карта марсоходов и Карта Марсианского мемориала ) ( просмотр • обсуждение )


Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Olympus Mons". Газетер планетарной номенклатуры . Исследовательская программа астрогеологии USGS.(Центральная широта: 18,65°, Центральная долгота: 226,20°)
  2. ^ «Лазерный высотомер Mars Orbiter: Краткое изложение эксперимента» (PDF) .
  3. ^ ab Нил Ф. Коминс (2012). Discovering the Essential Universe. WH Freeman. стр. 148. ISBN 978-1-4292-5519-6.
  4. ^ "Олимп". Dictionary.com Unabridged (Online). nd "Монс". Dictionary.com Unabridged (Online). nd
  5. ^ ab Plescia, JB (2004). "Морфометрические свойства марсианских вулканов". Журнал геофизических исследований . 109 (E3): E03003. Bibcode : 2004JGRE..109.3003P. doi : 10.1029/2002JE002031 .
  6. ^ «Исследование Марса: Мультимедиа».
  7. ^ Борджиа, А.; Мюррей, Дж. (2010). Является ли возвышенность Тарсис, Марс, распространяющимся вулканом? в книге « Что такое вулкан?», редакторы Э. Каньон-Тапия и А. Сакач; Специальный доклад Геологического общества Америки 470, 115–122, doi :10.1130/2010.2470(08).
  8. ^ «Марсианский ударный кратер или супервулкан?».
  9. ^ "Олимп Монс: крупнейший вулкан в Солнечной системе". Space.com . 9 декабря 2017 г.
  10. ↑ Патрик Мур 1977, Путеводитель по Марсу , Лондон (Великобритания), Cutterworth Press, стр. 96 [ ISBN отсутствует ]
  11. ^ "Новые имена на горе Олимп". USGS. Архивировано из оригинала 2006-06-30 . Получено 2006-07-11 .
  12. ^ Франкель, CS (2005). Миры в огне: вулканы на Земле, Луне, Марсе, Венере и Ио; Cambridge University Press: Кембридж, Великобритания, стр. 160. ISBN 978-0-521-80393-9 . 
  13. ↑ «Olympus Mons», NASA, получено 30 августа 2010 г.
  14. ^ Mouginis-Mark, PJ; Harris, AJL; Rowland, SK (2007). Земные аналоги кальдер вулканов Тарсис на Марсе в книге «Геология Марса: доказательства земных аналогов», под ред. М. Чепмена; Cambridge University Press: Кембридж, Великобритания, стр. 84 [ ISBN отсутствует ]
  15. ^ ab Carr, Michael H. (2007). Поверхность Марса. Cambridge University Press. стр. 51. ISBN 978-1-139-46124-5.
  16. ^ ab Лопес, Р.; Гест, Дж. Э.; Хиллер, К.; Нойкум, Г. (январь 1982 г.). «Дополнительные доказательства происхождения ореола горы Олимп в результате массового движения». Журнал геофизических исследований . 87 (B12): 9917–9928. Bibcode : 1982JGR....87.9917L. doi : 10.1029/JB087iB12p09917 .
  17. ^ Франкель, CS (2005). Миры в огне: вулканы на Земле, Луне, Марсе, Венере и Ио; Cambridge University Press: Кембридж, Великобритания, стр. 132. ISBN 978-0-521-80393-9 . 
  18. ^ Слои в базальном уступе горы Олимп (PSP_001432_2015), Научный эксперимент с изображениями высокого разрешения.
  19. ^ ScienceDaily (2009). Вулканическое распространение и латеральные изменения структуры горы Олимп, Марс, 15 февраля. https://www.sciencedaily.com/releases/2009/02/090203175343.htm.
  20. ^ Хэнлон, М. (2004). Настоящий Марс; Констебль и Робинсон: Лондон, стр. 22. ISBN 1-84119-637-1 . 
  21. ↑ Марсианские вулканы на снимках HST. Как далеко я мог бы видеть, стоя на горе Олимп, «2,37 мили», Джефф Бейш, бывший регистратор Марса ALPO. Архивировано 27 августа 2009 г. на Wayback Machine.
  22. ↑ Публичный доступ к стандартным профилям температуры и давления, заархивированным 21 июня 2007 г. на Wayback Machine. Стандартные профили давления, измеренные группой MGS Radio Science на высоте 27 км (17 миль), находятся в диапазоне приблизительно от 30 до 50 Па.
  23. ^ Поздняя марсианская погода! Архивировано 28.04.2006 на Wayback Machine stanford.edu профили температуры/давления с 1998 по 2005 гг.
  24. ^ Кеннет Бейли и Алистер Симпсон. "Барометрическое давление на большой высоте". Apex (Экспедиции по физиологии высот). Архивировано из оригинала 2019-05-02 . Получено 2010-07-06 .
  25. ^ Хартманн, В. К. Путеводитель по Марсу: Таинственные ландшафты Красной планеты. Workman: Нью-Йорк, 2003, стр. 300. [ ISBN отсутствует ]
  26. ^ Ричардсон, Дж. В. и др. (2009). «Связь между лавовыми конусами и трубками на горе Олимп в регионе Тарсис, Марс». 40-я конференция по науке о Луне и планетах, Тезисы № 1527. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/1527.pdf.
  27. ^ Мартел, Линда МВ (2005-01-31). "Недавняя активность на Марсе: Огонь и Лед". Планетарные научные исследования . Получено 2006-07-11 .
  28. ^ Содерблом, LA; Белл, JF (2008). Исследование поверхности Марса: 1992–2007 в The Martian Surface: Composition, Mineralogy, and Physical Properties, J. Bell, Ed.; Cambridge University Press: Кембридж, Великобритания, стр. 15. [ ISBN отсутствует ]
  29. ^ Mouginis-Mark, PJ (1981). Поздняя стадия активности марсианских щитовых вулканов. Труды 12-й конференции по науке о Луне и планетах; Хьюстон: LPI, 12B, стр. 1431–1447.
  30. ^ "Олимпус Монс – кальдера крупным планом". ESA . ​​2004-02-11 . Получено 2006-07-11 .
  31. ^ Mouginis-Mark, PJ; Harris, AJL; Rowland, SK (2007). Земные аналоги кальдер вулканов Тарсис на Марсе в книге «Геология Марса: доказательства земных аналогов», под ред. М. Чепмена; Cambridge University Press: Кембридж, Великобритания, стр. 86
  32. ^ Beddingfield, CB; Burr, DM (2011). Формирование и эволюция поверхностных и подповерхностных структур в пределах большой кальдеры горы Олимп, Марс. 42-я конференция по лунным и планетарным наукам. LPI: Хьюстон, Техас, Аннотация № 2386. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2386.pdf
  33. ^ Нойкум, Г.; и др. (2004). «Недавняя и эпизодическая вулканическая и ледниковая активность на Марсе, выявленная с помощью стереокамеры высокого разрешения». Nature . 432 (7020): 971–979. Bibcode :2004Natur.432..971N. doi :10.1038/nature03231. PMID  15616551. S2CID  308864.
  34. ^ Роббинс, С. Дж. и др. (2010). Датирование последних эпизодов вулканической активности по главным вулканическим кальдерам Марса (sic). 41-я конференция по науке о Луне и планетах, аннотация 2252. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/2252.pdf.
  35. ^ Mouginis-Mark, PJ; Wilson, Lionel (2019). "Поздняя интрузивная активность на Олимпе и горах Аскреус, Марс" (PDF) . 50-й LPSC . 2132 .
  36. ^ Бирн, П.К. и др. (2009). Обзор террас склонов вулканов на Марсе. 40-я конференция по лунной и планетарной науке. LPI: Хьюстон, аннотация № 2192. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2009/pdf/2192.pdf.
  37. ^ Бирн, Пол К.; ван Вик де Врис, Бенджамин; Мюррей, Джон Б.; Тролль, Валентин Р. (2009-04-30). «Геометрия террас склонов вулкана на Марсе». Earth and Planetary Science Letters . 281 (1): 1–13. Bibcode : 2009E&PSL.281....1B. doi : 10.1016/j.epsl.2009.01.043. ISSN  0012-821X.
  38. ^ Борджиа, А (1994). «Динамическая основа вулканического распространения». J. Geophys. Res . 99 (B4): 17791–17804. Bibcode : 1994JGR....9917791B. doi : 10.1029/94jb00578.
  39. ^ ab McGovern, PJ; Morgan, JK (2009). «Вулканическое распространение и латеральные изменения в структуре горы Олимп, Марс». Геология . 37 (2): 139–142. Bibcode :2009Geo....37..139M. doi :10.1130/g25180a.1.
  40. ^ Фрэнсис, П. У.; Уэйдж, Г. (1983). «Ореол горы Олимп: формирование гравитационным распространением». J. Geophys. Res . 88 (B10): 8333–8344. Bibcode : 1983JGR....88.8333F. doi : 10.1029/jb088ib10p08333.
  41. ^ Бибринг, Жан-Пьер и др. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная из данных OMEGA/Mars Express». Science . 312 (5772): 400–404. Bibcode :2006Sci...312..400B. doi : 10.1126/science.1122659 . PMID  16627738.
  42. ^ Макговерн, П. Дж. (2010). Olympus Mons: A Primary Target for Martian Biology. Научная конференция по астробиологии, LPI, Тезисы № 5633. http://www.lpi.usra.edu/meetings/abscicon2010/pdf/5633.pdf.
  43. ^ Мур 1977, Путеводитель по Марсу , стр. 120
  44. ↑ Кэттермоул П. Марс: тайна раскрывается; Oxford University Press: Нью-Йорк, 2001.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Олимп» .