stringtranslate.com

Нойский

Нойский период — геологическая система и ранний период времени на планете Марс, характеризующийся высокой частотой падения метеоритов и астероидов и возможным наличием обильной поверхностной воды . [1] Абсолютный возраст Нойского периода не определен, но, вероятно, соответствует лунному донектарийскому — раннему имбрийскому периодам [2] от 4100 до 3700 миллионов лет назад, в течение интервала, известного как поздняя тяжелая бомбардировка . [3] Многие из крупных ударных бассейнов на Луне и Марсе образовались в это время. Нойский период примерно эквивалентен земному гадейскому и раннему архейскому эонам, когда, вероятно, возникли первые формы жизни на Земле. [4]

Территории Марса Нойского периода являются основными местами посадки космических аппаратов для поиска ископаемых свидетельств жизни . [5] [6] [7] В Нойский период атмосфера Марса была плотнее, чем сегодня, и климат, возможно, был достаточно теплым (по крайней мере эпизодически), чтобы выпадали осадки. [8] В южном полушарии были большие озера и реки, [9] [10] а низменные северные равнины, возможно, покрывал океан. [11] [12] В регионе Фарсида происходил обширный вулканизм , в результате которого образовывались огромные массы вулканического материала ( выступ Фарсиды ) и в атмосферу выбрасывалось большое количество газов. [3] Выветривание поверхностных пород привело к образованию разнообразных глинистых минералов ( филлосиликатов ), которые образовались в химических условиях, благоприятствующих микробной жизни . [13] [14]

Хотя имеются многочисленные геологические свидетельства наличия поверхностной воды в начале истории Марса, природа и время климатических условий, при которых эта вода появилась, являются предметом активных научных дебатов. [15] Сегодня Марс представляет собой холодную, гипераридную пустыню со средним атмосферным давлением менее 1% от земного. Жидкая вода нестабильна и либо замерзает, либо испаряется в зависимости от сезона и местоположения (см. Вода на Марсе ). Согласование геологических свидетельств речных долин и озер с компьютерными климатическими моделями Нойского Марса было серьезной проблемой. [16] Модели, которые постулируют толстую атмосферу из углекислого газа и последующий парниковый эффект , с трудом воспроизводят более высокие средние температуры, необходимые для обильного количества жидкой воды. Это отчасти потому, что Марс получает менее половины солнечной радиации, чем Земля, и потому, что солнце во время Нойского периода было всего около 75% от своей сегодняшней яркости. [17] [18] В результате некоторые исследователи теперь отдают предпочтение общему климату Нойской эпохи, который был «холодным и ледяным», прерываемым кратковременными (сотни-тысячи лет) климатическими экскурсиями, достаточно теплыми, чтобы растопить поверхностный лед и создать речные особенности, наблюдаемые сегодня. [19] Другие исследователи утверждают, что ранний Марс был полузасушливым с по крайней мере кратковременными периодами осадков, согреваемых атмосферой из углекислого газа и водорода. [20] Причины периодов потепления остаются неясными, но могут быть связаны с крупными ударами, извержениями вулканов или орбитальным воздействием . В любом случае кажется вероятным, что климат на протяжении Нойской эпохи не был равномерно теплым и влажным. [21] В частности, большая часть речной и озерной активности, по-видимому, происходила в течение относительно короткого интервала в конце Нойской эпохи и продолжалась в начале Гесперианской эпохи . [22] [23] [24]

Описание и происхождение названия

Система и период Ноя названы в честь Noachis Terra (дословно «Земля Ноя »), сильно кратерированного высокогорного региона к западу от бассейна Эллада . Типовая область системы Ноя находится в четырехугольнике Ноя (MC-27) около 40°S 340°W / 40°S 340°W / -40; -340 . [2] В крупном масштабе (>100 м) поверхности Ноя очень холмистые и неровные, внешне напоминающие лунные возвышенности . Ландшафты Ноя состоят из перекрывающихся и переслаивающихся слоев выбросов множества старых кратеров. Также распространены гористые материалы обода и поднятые породы фундамента из крупных ударных бассейнов. [25] (См. , например, Anseris Mons .) Плотность крупных ударных кратеров очень высока, около 200 кратеров диаметром более 16 км на миллион км 2 . [26] Единицы Нойского периода покрывают 45% поверхности Марса; [27] они встречаются в основном в южных высокогорьях планеты, но также присутствуют на больших территориях на севере, таких как Темпе и Ксанфе Терре, Ахеронские впадины и вокруг бассейна Изиды ( Ливийские горы ). [28] [29]

Pre-NoachianNoachianHesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Эпохи:

Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Нойскийхронологияистратиграфия

Схематическое сечение изображения слева. Поверхностные единицы интерпретируются как последовательность слоев ( страт ), с самыми молодыми наверху и самыми старыми внизу в соответствии с законом суперпозиции .
Изображение HiRISE , иллюстрирующее суперпозицию — принцип, позволяющий геологам определять относительный возраст поверхностных единиц. Темный поток лавы перекрывает (моложе) светлую, более сильно кратерированную местность (более старый поток лавы?) справа. Выброс кратера в центре перекрывает оба блока, указывая на то, что кратер является самой молодой особенностью на изображении. (См. схематическое поперечное сечение справа.)

Марсианские временные периоды основаны на геологическом картировании единиц поверхности с помощью снимков космических аппаратов . [25] [30] Единица поверхности — это местность с отчетливой текстурой, цветом, альбедо , спектральным свойством или набором форм рельефа, которые отличают ее от других единиц поверхности и достаточно велики, чтобы быть отображенными на карте. [31] Картографы используют стратиграфический подход, впервые примененный в начале 1960-х годов для фотогеологических исследований Луны . [ 32] Хотя единица поверхности основана на характеристиках поверхности, она не является самой поверхностью или группой форм рельефа . Это предполагаемая геологическая единица (например, формация ), представляющая собой пластообразное, клиновидное или плитообразное тело породы, которое лежит под поверхностью. [33] [34] Единица поверхности может быть кратерным выбросом, отложением, потоком лавы или любой поверхностью, которая может быть представлена ​​в трех измерениях как дискретный слой, ограниченный выше или ниже смежными единицами (показано справа). Используя такие принципы, как суперпозиция (показано слева), сквозные связи и связь плотности ударных кратеров с возрастом, геологи могут разместить единицы в относительной возрастной последовательности от самых старых к самым молодым. Единицы схожего возраста группируются глобально в более крупные, хроностратиграфические ( хроностратиграфические ) единицы, называемые системами . Для Марса определены четыре системы: донойская, нойская, гесперийская и амазонская. Геологические единицы, лежащие ниже (старше) нойской, неформально называются донойской . [35] Геологическим временным ( геохронологическим ) эквивалентом Нойской системы является Нойский период. Скальные или поверхностные единицы Нойской системы были сформированы или отложены во время Нойского периода.

Система против периода

Система и период не являются взаимозаменяемыми терминами в формальной стратиграфической номенклатуре, хотя их часто путают в популярной литературе. Система — это идеализированная стратиграфическая колонка, основанная на физической записи горных пород типовой области (типовой секции), коррелируемой с секциями горных пород из многих различных мест по всей планете. [37] Система ограничена сверху и снизу слоями с отчетливо различающимися характеристиками (на Земле, как правило, индексными окаменелостями ), которые указывают на резкие (часто резкие) изменения в доминирующей фауне или условиях окружающей среды. (См. границу мелового и палеогенового периодов в качестве примера.)

В любом месте участки горных пород в данной системе склонны содержать пробелы ( несогласия ), аналогичные отсутствующим страницам в книге. В некоторых местах породы из системы полностью отсутствуют из-за неотложения или более поздней эрозии. Например, породы меловой системы отсутствуют на большей части восточной центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мелового периода (меловой период) все еще имел место там. Таким образом, геологический период представляет собой временной интервал, в течение которого отлагались слои системы, включая любые неизвестные количества времени, присутствующие в пробелах. [37] Периоды измеряются в годах и определяются радиоактивным датированием . На Марсе радиометрический возраст недоступен, за исключением марсианских метеоритов , происхождение и стратиграфический контекст которых неизвестны. Вместо этого абсолютный возраст на Марсе определяется плотностью ударных кратеров, которая в значительной степени зависит от моделей образования кратеров с течением времени. [38] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Гесперианского и Амазонского периодов, которые могут быть ошибочными в 2 или 3 раза. [35] [39]

Геологический контакт Нойской и Гесперианской систем. Гесперианские хребтовые равнины (Hr) затапливают и перекрывают более древние Нойские кратерированные равнины (Npl). Обратите внимание, что хребтовые равнины частично погребают многие из старых кратеров Нойского возраста. Изображение представляет собой мозаику THEMIS IR, основанную на похожей фотографии Viking , показанной в Tanaka et al. (1992), рис. 1a, стр. 352.

Границы и подразделения

Во многих областях планеты верхняя часть Нойской системы покрыта более редко кратерированными, хребтовыми равнинами, материалы которых интерпретируются как обширные потоки базальтов, похожие по составу на лунные моря . Эти хребтовые равнины образуют основание более молодой Гесперианской системы (на фото справа). Нижняя стратиграфическая граница Нойской системы формально не определена. Первоначально система была задумана как охватывающая скальные единицы, датируемые образованием коры 4500 миллионов лет назад. [25] Однако работа Герберта Фрея и его коллег из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА с использованием данных орбитального лазерного высотомера Марса (MOLA) показывает, что южные возвышенности Марса содержат многочисленные погребенные ударные бассейны (называемые квазикруглыми впадинами, или QCD), которые старше видимых поверхностей Нойского возраста и которые предшествуют удару Эллады. Он предполагает, что удар Эллады должен отмечать основание Нойской системы. Если Фрей прав, то большая часть коренных пород марсианских нагорий имеет донойский возраст, более 4100 миллионов лет назад. [40]

Нойская система подразделяется на три хроностратиграфических ряда : нижненойхский, средненойхский и верхненойхский. Ряды основаны на референтах или местоположениях на планете, где поверхностные единицы указывают на отличительный геологический эпизод, распознаваемый во времени по возрасту кратеров и стратиграфическому положению. Например, референт для верхненойхского периода — это область гладких межкратерных равнин к востоку от бассейна Аргир . Равнины лежат над (моложе) более пересеченной кратерированной местностью средненойхского периода и подстилаются (старше) менее кратерированными, хребтовыми равнинами нижнегесперианского периода. [2] [41] Соответствующими геологическими временными (геохронологическими) единицами трех ноахских рядов являются ранненойхская, средненойхская и поздненойхская эпохи . Обратите внимание, что эпоха — это подразделение периода; эти два термина не являются синонимами в формальной стратиграфии.

Нойские эпохи (миллионы лет назад) [35]

Стратиграфические термины часто сбивают с толку геологов и негеологов. Один из способов разобраться в этой трудности — следующий пример: вы можете легко поехать в Цинциннати, штат Огайо , и посетить выход горной породы в верхнем ордовикском отделе ордовикской системы. Вы даже можете собрать там ископаемый трилобит . Однако вы не можете посетить позднеордовикскую эпоху в ордовикском периоде и собрать настоящего трилобита.

Схема формальной стратиграфической номенклатуры, основанная на Земле, успешно применяется к Марсу уже несколько десятилетий, но имеет множество недостатков. Схема, несомненно, будет усовершенствована или заменена по мере поступления большего количества более качественных данных. [42] (См. минералогическую хронологию ниже в качестве примера альтернативы.) Получение радиометрического возраста образцов из идентифицированных поверхностных единиц, очевидно, необходимо для более полного понимания марсианской истории и хронологии. [43]

Марс в Ноев период

Художественное представление раннего влажного Марса. Показаны позднегесперианские особенности (каналы оттока), поэтому это не точная картина Нойского Марса, но общий вид планеты из космоса мог быть похожим. В частности, обратите внимание на наличие большого океана в северном полушарии (вверху слева) и моря, покрывающего Hellas Planitia (внизу справа).

Нойский период отличается от более поздних периодов высокой скоростью ударов, эрозии, образования долин, вулканической активности и выветривания поверхностных пород, что приводит к образованию обильных филлосиликатов ( глинистых минералов ). Эти процессы подразумевают более влажный глобальный климат с по крайней мере эпизодическими теплыми условиями. [3]

Образование ударного кратера

Данные о лунных кратерах показывают, что частота ударов во внутренней части Солнечной системы 4000 миллионов лет назад была в 500 раз выше, чем сегодня. [44] В Нойскую эпоху на Марсе образовывался примерно один кратер диаметром 100 км каждый миллион лет, [3] при этом частота более мелких ударов была экспоненциально выше. [a] Такие высокие частоты ударов могли бы разломить кору на глубину в несколько километров [46] и оставить толстые отложения выбросов по всей поверхности планеты. Большие удары могли бы глубоко повлиять на климат, высвободив огромное количество горячих выбросов, которые нагревали атмосферу и поверхность до высоких температур. [47] Высокие частоты ударов, вероятно, сыграли роль в удалении большей части ранней атмосферы Марса посредством ударной эрозии. [48]

Разветвленная сеть долин Варрего-Валес ( четырехугольник Таумазии ), как видно с орбитального аппарата Viking. Такие сети долин предоставляют некоторые из самых убедительных доказательств того, что поверхностный сток имел место на раннем Марсе. [49]

По аналогии с Луной, частые удары создали зону трещиноватой коренной породы и брекчии в верхней части земной коры, называемую мегареголитом . [50] Высокая пористость и проницаемость мегареголита обеспечили глубокую инфильтрацию грунтовых вод . Тепло, выделяемое ударом, реагируя с грунтовыми водами, создало долгоживущие гидротермальные системы, которые могли бы использоваться термофильными микроорганизмами , если бы таковые существовали. [51] Компьютерные модели переноса тепла и жидкости в древней марсианской коре предполагают, что продолжительность жизни гидротермальной системы, образовавшейся в результате удара, может составлять от сотен тысяч до миллионов лет после удара. [52]

Эрозия и сети долин

Большинство крупных кратеров Нойского периода имеют изношенный вид, с сильно эродированными краями и заполненными осадками внутренними частями. Деградированное состояние кратеров Нойского периода, по сравнению с почти нетронутым видом кратеров Гесперианского периода, которые всего на несколько сотен миллионов лет моложе, указывает на то, что скорость эрозии была выше (примерно в 1000–100 000 раз [53] ) в Нойский период, чем в последующие периоды. [3] Наличие частично эродированной (вытравленной) местности в южных нагорьях указывает на то, что до 1 км материала было эродировано в Нойский период. Эти высокие скорости эрозии, хотя и ниже средних наземных скоростей, как полагают, отражают более влажные и, возможно, более теплые условия окружающей среды. [54]

Высокие скорости эрозии в Нойский период могли быть вызваны осадками и поверхностным стоком . [8] [55] Многие (но не все) территории Нойского периода на Марсе густо расчленены сетями долин . [3] Сети долин представляют собой разветвленные системы долин, которые внешне напоминают земные речные водосборные бассейны . Хотя их основное происхождение (дождевая эрозия, подземные воды или таяние снега) все еще является предметом споров, сети долин редки в последующие марсианские периоды времени, что указывает на уникальные климатические условия в Нойские времена.

По крайней мере, две отдельные фазы формирования сети долин были выявлены в южных высокогорьях. Долины, которые образовались в раннем и среднем нойском периодах, демонстрируют плотную, хорошо интегрированную структуру притоков, которая очень напоминает дренажные структуры, сформированные осадками в пустынных регионах Земли. Более молодые долины от позднего нойского до раннего гесперийского периода обычно имеют только несколько коротких притоков с междуречными областями (возвышенными участками между притоками), которые являются широкими и нерасчлененными. Эти характеристики предполагают, что более молодые долины были сформированы в основном за счет подземных вод . Если эта тенденция изменения морфологии долин со временем реальна, это будет указывать на изменение климата от относительно влажного и теплого Марса, где осадки были возможны изредка, к более холодному и более засушливому миру, где осадки были редки или отсутствовали. [56]

Озера и океаны

Дельта в кратере Эберсвальде, снимок сделан аппаратом Mars Global Surveyor .
Слои филлосиликатов и сульфатов, обнаженные в осадочном холме в кратере Гейла ( HiRISE ).

Вода, стекающая через сети долин, скапливалась в низменных внутренних частях кратеров и в региональных впадинах между кратерами, образуя большие озера. Более 200 озер Нойского периода были обнаружены в южных высокогорьях, некоторые из которых были такими же большими, как озеро Байкал или Каспийское море на Земле. [57] Во многих кратерах Нойского периода видны каналы, входящие с одной стороны и выходящие с другой. Это указывает на то, что внутри кратера должны были присутствовать большие озера, по крайней мере временно, чтобы вода достигла достаточно высокого уровня и прорвалась через противоположный край кратера. Дельты или конусы обычно присутствуют там, где долина входит в дно кратера. Особенно яркие примеры встречаются в кратере Эберсвальде , кратере Холдена и в районе Нили Фоссае ( кратер Джезеро ). Другие крупные кратеры (например, кратер Гейла ) демонстрируют тонкослоистые внутренние отложения или насыпи, которые, вероятно, образовались из осадков, отложившихся на дне озера. [3]

Большая часть северного полушария Марса лежит примерно на 5 км ниже по высоте, чем южные возвышенности. [58] Эта дихотомия существовала с донойского периода. [59] Вода, стекающая с южных возвышенностей во время нойского периода, как ожидается, будет собираться в северном полушарии, образуя океан (Oceanus Borealis [60] ). К сожалению, существование и природа Нойского океана остаются неопределенными, поскольку последующая геологическая активность стерла большую часть геоморфологических свидетельств. [3] Следы нескольких возможных береговых линий Нойского и Гесперианского возраста были идентифицированы вдоль границы дихотомии, [61] [62] но эти свидетельства были оспорены. [63] [64] Палеобереговые линии, нанесенные на карту в пределах Hellas Planitia , наряду с другими геоморфологическими свидетельствами, предполагают, что большие покрытые льдом озера или море покрывали внутреннюю часть бассейна Эллады во время Нойского периода. [65] В 2010 году исследователи использовали глобальное распределение сетей дельт и долин, чтобы доказать существование береговой линии Нойской эпохи в северном полушарии. [12] Несмотря на скудность геоморфологических данных, если Нойский Марс имел большой запас воды и теплые условия, как предполагают другие линии доказательств, то большие объемы воды почти наверняка накопились бы в региональных низинах, таких как северный низменный бассейн и Эллада. [3]

Вулканизм

Нойский период также был временем интенсивной вулканической активности, большая часть которой была сосредоточена в регионе Фарсида . [3] Предполагается, что основная часть выступа Фарсида накопилась к концу Нойского периода. [66] Рост Фарсида, вероятно, сыграл значительную роль в формировании атмосферы планеты и выветривании пород на поверхности. По одной из оценок, выступ Фарсида содержит около 300 миллионов км 3 магматического материала. Если предположить, что магма, образовавшая Фарсид, содержала углекислый газ (CO 2 ) и водяной пар в процентах, сопоставимых с тем, что наблюдается в гавайской базальтовой лаве , то общее количество газов, выделившихся из магм Фарсида, могло бы создать атмосферу с давлением CO 2 в 1,5 бар и глобальный слой воды глубиной 120 м. [3]

Четыре выхода на поверхность нижненойских пород, демонстрирующие спектральные признаки изменения минералов под воздействием воды. ( Изображения CRISM и HiRISE с марсианского разведывательного орбитального аппарата )

Обширный вулканизм также произошел в кратерированных возвышенностях за пределами региона Тарсис, но осталось мало геоморфологических свидетельств, поскольку поверхности были интенсивно переработаны ударом. [3] Спектральные данные с орбиты показывают, что горные породы в основном базальтовые по составу, состоящие из минералов пироксена , плагиоклазового полевого шпата и оливина . [67] Породы, исследованные в Колумбийских холмах марсоходом Mars Exploration Rover (MER) Spirit, могут быть типичными для горных пород Нойского периода по всей планете. [68] Породы в основном представляют собой деградированные базальты с различными текстурами, указывающими на сильную трещиноватость и брекчирование от удара и изменения гидротермальными жидкостями. Некоторые из пород Колумбийских холмов могли образоваться из пирокластических потоков . [3]

Продукты выветривания

Обилие оливина в породах Нойского периода имеет важное значение, поскольку оливин быстро выветривается в глинистые минералы ( филлосиликаты ) при воздействии воды. Таким образом, присутствие оливина предполагает, что длительная водная эрозия не происходила в глобальном масштабе на раннем Марсе. Однако спектральные и стратиграфические исследования обнажений Нойского периода с орбиты показывают, что оливин в основном ограничен породами верхней (поздней) Нойской серии. [3] Во многих областях планеты (особенно в Нильских впадинах и долине Маврт ) последующая эрозия или удары обнажили более старые донойские и нижненойские образования, которые богаты филлосиликатами. [69] [70] Для образования филлосиликатов требуется богатая водой щелочная среда. В 2006 году исследователи, использовавшие инструмент OMEGA на космическом аппарате Mars Express , предложили новую марсианскую эру, названную филлокийской, соответствующей донойскому/раннему нойскому периоду, в котором поверхностные воды и водное выветривание были обычным явлением. Также были предложены две последующие эры, тейикийская и сидерикийская. [13] Филлокийская эра коррелирует с возрастом формирования ранней сети долин на Марсе. Считается, что отложения этой эры являются лучшими кандидатами для поиска доказательств прошлой жизни на планете.

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Распределение размеров астероидов диаметром более 100 м, пересекающих орбиту Земли, подчиняется обратной степенной зависимости вида N = kD −2,5 , где N — число астероидов, диаметр которых больше диаметра D. [45] Астероиды с меньшим диаметром присутствуют в гораздо большем количестве, чем астероиды с большим диаметром.

Ссылки

  1. ^ Амос, Джонатан (10 сентября 2012 г.). «Глины в тихоокеанских лавах бросают вызов идее раннего влажного Марса». BBC News .
  2. ^ abc Танака, К. Л. (1986). «Стратиграфия Марса». J. Geophys. Res . 91 (B13): E139–E158. Bibcode : 1986JGR....91E.139T. doi : 10.1029/JB091iB13p0E139.
  3. ^ abcdefghijklmn Карр, МХ; Хед, ДжВ (2010). «Геологическая история Марса». Планета Земля. Sci. Lett . 294 (3–4): 185–203. Bibcode : 2010E&PSL.294..185C. doi : 10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  4. ^ Абрамов, О.; Мойзис, С.Дж. (2009). «Микробная обитаемость Гадейской Земли во время поздней тяжелой бомбардировки». Nature . 459 (7245): 419–422. Bibcode :2009Natur.459..419A. doi :10.1038/nature08015. PMID  19458721. S2CID  3304147.
  5. ^ Гротцингер, Дж. (2009). «За пределами воды на Марсе». Nature Geoscience . 2 (4): 231–233. Bibcode : 2009NatGe...2..231G. doi : 10.1038/ngeo480.
  6. ^ Грант, JA; и др. (2010). «Научный процесс выбора места посадки для научной лаборатории Марса 2011 года» (PDF) . Planet. Space Sci . 59 (11–12): 1114–1127. doi :10.1016/j.pss.2010.06.016.
  7. ^ Андерсон, RC; Дом, JM; Бучковски, D.; Вайрик, DY (2022). Ранние нойские ландшафты: следы ранней эволюции Марса. Icarus, 387, 115-170.
  8. ^ ab Craddock, RA; Howard, AD (2002). «Дело в пользу осадков на теплом и влажном раннем Марсе». J. Geophys. Res . 107 (E11): 5111. Bibcode : 2002JGRE..107.5111C. CiteSeerX 10.1.1.485.7566 . doi : 10.1029/2001JE001505. 
  9. ^ Малин, MC; Эджетт, KS (2003). «Доказательства постоянного потока и водной седиментации на раннем Марсе». Science . 302 (5652): 1931–1934. Bibcode :2003Sci...302.1931M. doi : 10.1126/science.1090544 . PMID  14615547. S2CID  39401117.
  10. ^ Ирвин, Р.П.; и др. (2002). «Большой бассейн Палеозера у вершины долины Маадим, Марс». Наука . 296 (5576): 2209–12. Бибкод : 2002Sci...296.2209R. дои : 10.1126/science.1071143. PMID  12077414. S2CID  23390665.
  11. ^ Клиффорд, SM; Паркер, TJ (2001). «Эволюция марсианской гидросферы: последствия для судьбы изначального океана и современного состояния северных равнин». Icarus . 154 (1): 40–79. Bibcode :2001Icar..154...40C. doi :10.1006/icar.2001.6671.
  12. ^ ab Di Achille, G.; Hynek, BM (2010). «Древний океан на Марсе, поддерживаемый глобальным распределением дельт и долин». Nature Geoscience . 3 (7): 459–463. Bibcode : 2010NatGe...3..459D. doi : 10.1038/NGEO891.
  13. ^ ab Bibring, J.-P.; et al. (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.
  14. ^ Бишоп, Дж. Л.; и др. (2008). «Разнообразие филлосиликатов и прошлая водная активность, выявленные в долине Маурта, Марс» (PDF) . Science (Представленная рукопись). 321 (5890): 830–833. Bibcode :2008Sci...321..830B. doi :10.1126/science.1159699. PMC 7007808 . PMID  18687963. 
  15. ^ Вордсворт, Р. Элманн, Б.; Форжет, Ф.; Хаберле, Р.; Хед, Дж.; Кербер, Л. (2018). Здоровые дебаты о раннем Марсе (письмо редактору). Nature Geoscience, 11, 888.
  16. ^ Кайт, ES (2019). Геологические ограничения раннего климата Марса. Space Sci. Rev. 215 (10), https://doi.org/10.1007/s11214-018-0575-5.
  17. ^ Вордсворт, Р. и др. (2013). Глобальное моделирование раннего марсианского климата в условиях более плотной атмосферы CO2 : круговорот воды и эволюция льда. Icarus, 222, 1–19.
  18. ^ Гоф, DO (1981). Внутренняя структура Солнца и вариации светимости. Solar Physics, 74 (1), 21–34. https://doi.org/10.1007/BF00151270.
  19. ^ Fastook, JL,; Head, JW (2015). Оледенение в поздненойских ледяных нагорьях: накопление льда, распределение, скорости потока, базальное таяние и скорости и закономерности таяния сверху вниз. Планетарная и космическая наука, 106, 82–98. https://doi.org/10.1016/j.pss.2014.11.028
  20. ^ Рамирес, Р. М.; Крэддок, Р. А. (2018). Геологическое и климатологическое обоснование более теплого и влажного раннего Марса. Nature Geoscience, 11, 230–237.
  21. ^ Вордсворт, Р. (2016). Климат раннего Марса. Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 44, 381–408.
  22. ^ Howard, AD; Moore, JM; Irwin, RP (2005). Интенсивная конечная эпоха широко распространенной речной активности на раннем Марсе: 1. Разрез сети долин и связанные с ним отложения. J. Geophys. Res., 110, E12S14, doi:10.1029/2005JE002459.
  23. ^ Фассетт, CI; Хэд, JW (2008a). Время активности сети марсианских долин: ограничения, обусловленные подсчетом буферных кратеров. Icarus, 195, 61–89.
  24. ^ Фассетт, CI; Хэд, JW (2008b). Valley Network-Fed, Открытые озера на Марсе: распределение и последствия для поверхностной и подповерхностной гидрологии Нойского периода. Icarus, 198, 37–56.
  25. ^ abc Скотт, Д. Х.; Карр, М. Х. (1978). Геологическая карта Марса. Геологическая служба США, серия «Различные исследования», карта I-1083.
  26. ^ Вернер, СК; Танака, КЛ (2011). Переопределение границ плотности кратеров и абсолютного возраста для хроностратиграфической системы Марса. Icarus, 215, 603–607.
  27. ^ Танака, К. Л. и др. (2014). Геологическая карта Марса. Карта научных исследований Геологической службы США 3292, брошюра
  28. ^ Скотт, Д. Х.; Танака, К. Л. (1986). Геологическая карта западного экваториального региона Марса. Геологическая служба США, серия «Различные исследования», карта I–1802–A.
  29. ^ Грили, Р.; Гест, Дж. Э. (1987). Геологическая карта Восточно-Экваториального региона Марса. Геологическая служба США, серия «Различные исследования», карта I–1802–B.
  30. ^ МакКорд, Т. М. и др. (1980). Определение и характеристика глобальных единиц поверхности Марса: предварительные карты единиц. 11-я конференция по лунной и планетарной науке: Хьюстон: Техас, аннотация № 1249, стр. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  31. ^ Грили, Р. (1994) Планетарные ландшафты, 2-е изд.; Chapman & Hall: Нью-Йорк, стр. 8 и рис. 1.6.
  32. ^ См. Mutch, TA (1970). Geology of the Moon: A Stratigraphic View; Princeton University Press: Princeton, NJ, 324 стр. и Wilhelms, DE (1987). The Geologic History of the Moon, USGS Professional Paper 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ для обзоров по этой теме.
  33. ^ Вильгельмс, Д. Э. (1990). Геологическое картирование в планетарном картировании, Р. Грили, Р. М. Батсон, ред.; Cambridge University Press: Cambridge UK, стр. 214.
  34. ^ Танака, К. Л.; Скотт, Д. Х.; Грили, Р. (1992). Глобальная стратиграфия на Марсе, HH Kieffer et al., ред.; Издательство Аризонского университета: Тусон, AZ, стр. 345–382.
  35. ^ abc Nimmo, F.; Tanaka, K. (2005). «Ранняя эволюция коры Марса». Annu. Rev. Earth Planet. Sci . 33 : 133–161. Bibcode :2005AREPS..33..133N. doi :10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  36. ^ Международная комиссия по стратиграфии . "Международная стратиграфическая карта" (PDF) . Получено 25.09.2009 .
  37. ^ ab Eicher, DL; McAlester, AL (1980). История Земли; Prentice-Hall: Englewood Cliffs, NJ, стр. 143–146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  38. ^ Masson, P.; Carr, MH; Costard, F.; Greeley, R.; Hauber, E.; Jaumann, R. (2001). "Геоморфологические доказательства наличия жидкой воды". Хронология и эволюция Марса . Серия космических наук ISSI. Том 96. стр. 352. Bibcode : 2001cem..book..333M. doi : 10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )
  39. ^ Хартманн, В. К.; Нойкум, Г. (2001). Хронология кратерообразования и эволюция Марса. В Хронологии и эволюции Марса, Калленбах, Р. и др. Ред., Обзоры космической науки, 96: 105–164.
  40. ^ Фрей, Х. В. (2003). Зарытые ударные бассейны и самая ранняя история Марса. Шестая международная конференция по Марсу, Тезисы № 3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.
  41. ^ Masson, P (1991). «Марсианская стратиграфия — краткий обзор и перспективы». Space Science Reviews . 56 (1–2): 9–12. Bibcode : 1991SSRv...56....9M. doi : 10.1007/bf00178385. S2CID  121719547.
  42. ^ Танака, К. Л. (2001). Стратиграфия Марса: что мы знаем, не знаем и что нам нужно сделать. 32-я конференция по науке о Луне и планетах, Тезисы № 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  43. ^ Карр, 2006, стр. 41.
  44. ^ Карр, 2006, стр. 23.
  45. ^ Карр, 2006, стр. 24.
  46. ^ Дэвис, PA; Голомбек, MP (1990). «Разрывы в неглубокой марсианской коре на Луне, Сирии и Синайском плато». J. Geophys. Res . 95 (B9): 14231–14248. Bibcode : 1990JGR....9514231D. doi : 10.1029/jb095ib09p14231.
  47. ^ Сегура, Т. Л. и др. (2002). «Экологические эффекты крупных ударов по Марсу». Science . 298 (5600): 1977–1980. Bibcode :2002Sci...298.1977S. doi :10.1126/science.1073586. PMID  12471254. S2CID  12947335.
  48. ^ Melosh, HJ; Vickery, AM (1989). «Импактная эрозия первичной марсианской атмосферы». Nature . 338 (6215): 487–489. Bibcode :1989Natur.338..487M. doi :10.1038/338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  49. ^ Карр, 2006, стр. 138, рис. 6.23.
  50. ^ Сквайрес, SW; Клиффорд, SM; Кузмин, RO; Зимбельман, JR; Костард, FM (1992). Лед в марсианском реголите на Марсе, HH Kieffer et al., ред.; University of Arizona Press: Tucson, AZ, стр. 523–554.
  51. ^ Абрамов, О.; Мойзис, С.Дж. (2016). Тепловые эффекты ударных бомбардировок на Нойском Марсе. Планета Земля. Sci. Lett., 442, 108–120.
  52. ^ Абрамов, О.; Кринг, ДА (2005). "Гидротермальная активность, вызванная ударами, на раннем Марсе". J. Geophys. Res . 110 (E12): E12S09. Bibcode : 2005JGRE..11012S09A. doi : 10.1029/2005JE002453 .
  53. ^ Голомбек, MP; Бриджес, NT (2000). Изменение климата на Марсе, выведенное из показателей эрозии на месте посадки Mars Pathfinder. Пятая международная конференция по Марсу, 6057.
  54. ^ Эндрюс; Ханна, Дж. К.; Льюис, К. У. (2011). «Ранняя гидрология Марса: 2. Гидрологическая эволюция в Нойскую и Гесперианскую эпохи». J. Geophys. Res . 116 (E2): E02007. Bibcode : 2011JGRE..116.2007A. doi : 10.1029/2010JE003709 .
  55. ^ Craddock, RA; Maxwell, TA (1993). «Геоморфологическая эволюция марсианских нагорий через древние речные процессы». J. Geophys. Res . 98 (E2): 3453–3468. Bibcode : 1993JGR....98.3453C. doi : 10.1029/92je02508.
  56. ^ Харрисон, К. П.; Гримм, Р. Э. (2005). «Сети долин, контролируемых грунтовыми водами, и снижение поверхностного стока на раннем Марсе». J. Geophys. Res . 110 (E12): E12S16. Bibcode : 2005JGRE..11012S16H. doi : 10.1029/2005JE002455 .
  57. ^ Фассетт, CI; Хэд, JW (2008). «Сеть долин, питаемая открытыми озерами на Марсе: распределение и значение для поверхностной и подповерхностной гидрологии Нойского периода». Icarus . 198 (1): 37–56. Bibcode :2008Icar..198...37F. CiteSeerX 10.1.1.455.713 . doi :10.1016/j.icarus.2008.06.016. 
  58. ^ Карр, 2006, стр. 160.
  59. ^ Карр, 2006, стр. 78.
  60. ^ Бейкер, В. Р.; Стром, Р. Г.; Гулик, В. К.; Каргель, Дж. С.; Комацу, Г. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Nature . 352 (6336): 589–594. Bibcode :1991Natur.352..589B. doi :10.1038/352589a0. S2CID  4321529.
  61. ^ Паркер, Т. Дж.; Сондерс, Р. С.; Шнеебергер, Д. М. (1989). «Переходная морфология в регионе Западного Deuteronilus Mensae на Марсе: последствия для изменения границы низменности/возвышенности». Icarus . 82 (1): 111–145. Bibcode :1989Icar...82..111P. doi :10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  62. ^ Фейрен, АГ; Дом, Дж. М.; Бейкер, В. Р.; де Пабло, МА; Руис, Дж.; Феррис, Дж.; Андерсон, Р. М. (2003). «Эпизодические наводнения северных равнин Марса» (PDF) . Icarus . 165 (1): 53–67. Bibcode : 2003Icar..165...53F. doi : 10.1016/s0019-1035(03)00144-1.
  63. ^ Малин, М.; Эджетт, К. (1999). «Океаны или моря в северных низинах Марса: тесты изображений с высоким разрешением предлагаемых береговых линий». Geophys. Res. Lett . 26 (19): 3049–3052. Bibcode :1999GeoRL..26.3049M. doi : 10.1029/1999gl002342 .
  64. ^ Ghatan, GJ; Zimbelman, JR (2006). «Малочисленность потенциальных прибрежных строительных форм рельефа вдоль предлагаемых береговых линий на Марсе: последствия для заполняющего северные низменности океана». Icarus . 185 (1): 171–196. Bibcode :2006Icar..185..171G. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.007.
  65. ^ Мур, Дж. М.; Вильгельмс, Д. Э. (2001). «Эллада как возможное место древних покрытых льдом озер на Марсе». Icarus . 154 (2): 258–276. Bibcode :2001Icar..154..258M. doi :10.1006/icar.2001.6736. hdl : 2060/20020050249 .
  66. ^ Филлипс, Р. Дж. и др. (2001). «Древняя геодинамика и глобальная гидрология на Марсе». Science . 291 (5513): 2587–2591. Bibcode :2001Sci...291.2587P. doi :10.1126/science.1058701. PMID  11283367. S2CID  36779757.
  67. ^ Mustard, JF; et al. (2005). «Разнообразие оливина и пироксена в коре Марса». Science . 307 (5715): 1594–1597. Bibcode :2005Sci...307.1594M. doi : 10.1126/science.1109098 . PMID  15718427. S2CID  15548016.
  68. ^ Карр, 2006, стр. 16-17.
  69. ^ Картер Дж.; Пуле Ф.; Оди А.; Бибринг Дж.-П.; Мурчи С. (2011). Глобальное распределение, состав и размещение гидросоматических минералов на Марсе: переоценка. 42-я конференция по науке о Луне и планетах, LPI: Хьюстон, Техас, аннотация № 2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf.
  70. ^ Роджерс, А.Д.; Фергасон, Р.Л. (2011). «Региональная стратиграфия поверхностных подразделений в Тирренских и Япигийских землях, Марс: взгляд на историю эволюции и изменения земной коры нагорья». J. Geophys. Res . 116 (E8): E08005. Bibcode : 2011JGRE..116.8005R. doi : 10.1029/2010JE003772 .
Библиография

Дальнейшее чтение