stringtranslate.com

Ноахианский

Нойский период — геологическая система и ранний период времени на планете Марс , характеризующийся высокой частотой столкновений метеоритов и астероидов и возможным наличием обильных поверхностных вод . [1] Абсолютный возраст Ноахского периода неизвестен, но, вероятно, соответствует лунному периоду от пренектарского до раннего имбрийского периода [2] от 4100 до 3700 миллионов лет назад, во время интервала, известного как Поздняя тяжелая бомбардировка . [3] Многие из крупных ударных бассейнов на Луне и Марсе образовались в это время. Ноахийский период примерно эквивалентен Гадейскому и раннему архейскому эонам Земли, когда, вероятно, возникли первые формы жизни. [4]

Ландшафты Марса, существовавшие в эпоху Ноя, являются лучшими местами для посадки космических кораблей в поисках ископаемых свидетельств жизни . [5] [6] [7] Во времена Ноя атмосфера Марса была более плотной, чем сегодня, а климат, возможно, был достаточно теплым (по крайней мере, эпизодически), чтобы позволить выпадать осадки. [8] Большие озера и реки присутствовали в южном полушарии, [9] [10] и океан, возможно, покрывал низменные северные равнины. [11] [12] В регионе Тарсис произошел обширный вулканизм , в результате которого образовались огромные массы вулканического материала ( выпуклость Фарсиса ) и высвободилось большое количество газов в атмосферу. [3] Выветривание поверхностных пород привело к образованию разнообразных глинистых минералов ( филлосиликатов ), которые образовались в химических условиях, способствующих микробной жизни . [13] [14]

Хотя существует множество геологических свидетельств существования поверхностных вод в начале истории Марса, природа и время климатических условий, при которых появилась эта вода, являются предметом энергичных научных дискуссий. [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 данных о речных долинах и озерах с компьютерными климатическими моделями Ноахийского Марса было серьезной проблемой. [16] Модели, которые предполагают наличие плотной атмосферы из углекислого газа и, как следствие, парникового эффекта, с трудом воспроизводят более высокие средние температуры, необходимые для обилия жидкой воды. Отчасти это связано с тем, что Марс получает менее половины солнечной радиации, чем Земля, и потому, что Солнце во время Ноаха было лишь примерно на 75% ярче, чем сегодня. [17] [18] Как следствие, некоторые исследователи теперь отдают предпочтение общему нойскому климату, который был «холодным и ледяным», перемежающимся краткими (от сотен до тысяч лет) климатическими изменениями, достаточно теплыми, чтобы растопить поверхностный лед и создать речные особенности, наблюдаемые сегодня. . [19] Другие исследователи утверждают, что ранний Марс был полузасушливым, по крайней мере, с кратковременными периодами осадков, согреваемыми углекисло-водородной атмосферой. [20] Причины периодов потепления остаются неясными, но могут быть связаны с сильными ударами, извержениями вулканов или орбитальным воздействием . В любом случае кажется вероятным, что климат на протяжении Ноева не был равномерно теплым и влажным. [21] В частности, большая часть деятельности по формированию рек и озер, по-видимому, произошла в течение относительно короткого интервала в конце нойского периода и продолжалась до раннего гесперианского периода . [22] [23] [24]

Описание и происхождение названия

Ноахианская система и период названы в честь Ноахис-Терры (букв. «Земля Ноя »), покрытого кратерами горного региона к западу от бассейна Эллады . Типовая область Ноевой системы находится в четырехугольнике Ноахиса (MC-27) около 40 ° ю.ш., 340 ° з.д.  / 40 ° ю.ш., 340 ° з.д.  / -40; -340 . [2] В большом масштабе (>100 м) нойские поверхности очень холмистые и неровные, внешне напоминающие лунное нагорье . Ноахианские ландшафты состоят из перекрывающихся и переслаивающихся слоев выброса многих старых кратеров. Также распространены горные оторочки и поднятые породы фундамента из крупных ударных бассейнов. [25] (См. , например, гору Ансерис .) Плотность крупных ударных кратеров очень высока: на миллион км 2 приходится около 200 кратеров диаметром более 16 км . [26] Единицы нойского возраста покрывают 45% поверхности Марса; [27] они встречаются главным образом в южных высокогорьях планеты, но также присутствуют на больших территориях на севере, например, в Темпе и Ксанте- Террах, Ахерон-Фоссе и вокруг бассейна Исидис ( Ливия-Монтес ). [28] [29]

HesperianAmazonian (Mars)
Марсианские периоды времени (миллионы лет назад)

Ноахианская хронология и стратиграфия

Схематическое сечение изображения слева. Поверхностные единицы интерпретируются как последовательность слоев ( пластов ), с самым молодым вверху и самым старым внизу в соответствии с законом суперпозиции .
Изображение HiRISE , иллюстрирующее суперпозицию — принцип, который позволяет геологам определять относительный возраст участков поверхности. Темный поток лавы перекрывает (более молодой) светлый, более густо кратерированный ландшафт (более старый поток лавы?) справа. Выброс кратера в центре перекрывает оба объекта, что указывает на то, что кратер является самым молодым объектом на изображении. (См. схематическое сечение справа.)

Марсианские периоды времени основаны на геологическом картировании объектов поверхности по изображениям космических аппаратов . [25] [30] Единица поверхности — это местность с отчетливой текстурой, цветом, альбедо , спектральными свойствами или набором форм рельефа, которые отличают ее от других единиц поверхности и достаточно велика, чтобы ее можно было отобразить на карте. [31] Картографы используют стратиграфический подход, впервые разработанный в начале 1960-х годов для фотогеологических исследований Луны . [32] Несмотря на характеристики поверхности, единица поверхности не является самой поверхностью или группой форм рельефа . Это предполагаемая геологическая единица (например, формация ), представляющая собой пластинчатое, клиновидное или таблитчатое тело породы, лежащее под поверхностью. [33] [34] Единицей поверхности может быть отложение выброса кратера, поток лавы или любая поверхность, которая может быть представлена ​​в трех измерениях как дискретный слой , ограниченный сверху или снизу соседними единицами (показано справа). Используя такие принципы, как суперпозиция (показано слева), сквозные связи и взаимосвязь плотности ударных кратеров с возрастом, геологи могут расположить подразделения в относительной возрастной последовательности от самых старых к самым молодым. Подразделения одного возраста группируются по всему миру в более крупные временно-стратиграфические ( хроностратиграфические ) подразделения, называемые системами . Для Марса определены три системы: Ноахская, Гесперианская и Амазонская. Геологические образования, лежащие ниже (старше) нойского периода, неофициально называются доноахскими. [35] Геологическим временным ( геохронологическим ) эквивалентом Ноевой системы является Ноаховский период. Горные породы или наземные образования Ноахийской системы были сформированы или отложены в Ноахийский период.

Система против периода

Система и период не являются взаимозаменяемыми терминами в формальной стратиграфической номенклатуре, хотя в популярной литературе их часто путают. Система представляет собой идеализированную стратиграфическую колонку , основанную на физических записях горных пород типовой области (типового разреза), коррелированных с разрезами горных пород из многих разных мест по всей планете. [37] Система сверху и снизу связана слоями с совершенно разными характеристиками (на Земле это обычно индексные окаменелости ), которые указывают на резкие (часто резкие) изменения в доминирующей фауне или условиях окружающей среды. (В качестве примера см. границу мела и палеогена .)

В любом месте разрезы горных пород в данной системе могут содержать пробелы ( несогласия ), аналогичные пропущенным страницам в книге. В некоторых местах породы системы полностью отсутствуют из-за неотложения или позднейшей эрозии. Например, породы меловой системы отсутствуют на большей части восточной части центральной части Соединенных Штатов. Однако временной интервал мела (Мелового периода) там все же имел место. Таким образом, геологический период представляет собой временной интервал, в течение которого отлагались пласты системы, включая любые неизвестные промежутки времени, присутствующие в промежутках. [37] Периоды измеряются в годах и определяются методом радиоактивного датирования . На Марсе радиометрический возраст недоступен, за исключением марсианских метеоритов , происхождение и стратиграфический контекст которых неизвестны. Вместо этого абсолютный возраст Марса определяется плотностью ударных кратеров, которая сильно зависит от моделей образования кратеров с течением времени. [38] Соответственно, даты начала и окончания марсианских периодов неопределенны, особенно для границы Геспера и Амазонки, которая может быть ошибочной в 2 или 3 раза. [35] [39]

Геологический контакт Ноахской и Гесперийской систем. Гесперианские хребтовые равнины (Hr) охватывают и перекрывают более древние Ноахские кратерные равнины (Npl). Обратите внимание, что хребтовые равнины частично погребают под собой многие из старых кратеров нойского возраста. Изображение представляет собой ИК-мозаику THEMIS , основанную на аналогичной фотографии викингов, показанной Танакой и др. (1992), рис. 1а, с. 352.

Границы и подразделения

Во многих областях планеты верхняя часть Ноаховой системы перекрыта более редкими кратерами и хребтовыми равнинами, которые интерпретируются как обширные базальты , похожие по составу на лунные моря . Эти грядовые равнины составляют основу молодой Гесперианской системы (на фото справа). Нижняя стратиграфическая граница Ноахской системы формально не определена. Первоначально система была задумана как охватывающая горные породы, датируемые периодом формирования коры 4500 миллионов лет назад. [25] Однако работа Герберта Фрея и его коллег из Центра космических полетов имени Годдарда НАСА с использованием данных марсианского лазерного орбитального альтиметра (MOLA) показывает, что южные высокогорья Марса содержат многочисленные погребенные ударные бассейны (называемые квазикруглыми впадинами или КХД), которые старше чем видимые поверхности нойского возраста и которые предшествовали удару по Элладе. Он предполагает, что удар по Элладе должен стать основой Ноевой системы. Если Фрей прав, то большая часть коренных пород марсианского нагорья имеет доноахийский возраст, то есть более 4100 миллионов лет назад. [40]

Ноахская система подразделяется на три хроностратиграфических ряда : нижненойский, средний нойский и верхненойский. Серия основана на референтах или местах на планете, где наземные единицы указывают на особый геологический эпизод, узнаваемый во времени по возрасту кратеров и стратиграфическому положению. Например, референтом верхнего нойя является область гладких межкратерных равнин к востоку от бассейна Аргира . Равнины перекрывают (более молодые) более пересеченную кратерированную местность среднего нойского периода и подстилают (более древние) менее кратерные, хребтовые равнины нижнегесперийской серии. [2] [41] Соответствующими геологическими временными (геохронологическими) единицами трех нойских серий являются ранний нойский период, средний нойский период и поздний нойский период . Обратите внимание, что эпоха — это подразделение периода; эти два термина не являются синонимами в формальной стратиграфии.

Ноевские эпохи (миллионы лет назад) [35]

Стратиграфические термины часто сбивают с толку как геологов, так и негеологов. Один из способов справиться с этой трудностью — следующий пример: вы можете легко поехать в Цинциннати, штат Огайо , и посетить обнажение горных пород в верхнем ордовике ордовикской системы . Там даже можно собрать ископаемого трилобита . Однако вы не можете посетить эпоху позднего ордовика в ордовикском периоде и собрать настоящего трилобита.

Наземная схема формальной стратиграфической номенклатуры успешно применяется к Марсу уже несколько десятилетий, но имеет множество недостатков. Эта схема, несомненно, будет усовершенствована или заменена по мере поступления все большего количества более качественных данных. [42] (В качестве альтернативы см. минералогическую временную шкалу ниже.) Получение радиометрического возраста образцов из идентифицированных участков поверхности явно необходимо для более полного понимания марсианской истории и хронологии. [43]

Марс в период Ноя

Впечатление художника от раннего влажного Марса. Показаны поздние гесперианские особенности (каналы оттока), поэтому это не дает точного изображения Ноахианского 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 равнину Эллады (внизу справа).

Ноахский период отличается от более поздних периодов высокими темпами воздействия, эрозией, образованием долин, вулканической активностью и выветриванием поверхностных пород с образованием обильных слоистых силикатов ( глинистых минералов ). Эти процессы подразумевают более влажный глобальный климат с, по крайней мере, эпизодическими теплыми условиями. [3]

Ударные кратеры

Данные о лунных кратерах позволяют предположить, что скорость столкновений во Внутренней Солнечной системе 4000 миллионов лет назад была в 500 раз выше, чем сегодня. [44] Во время Ноаха на Марсе каждый миллион лет образовывался примерно один кратер диаметром 100 км, [3] при этом частота меньших ударов экспоненциально возрастала. [a] Такая высокая скорость удара привела бы к расколу коры на глубину нескольких километров [46] и оставила бы толстые отложения выбросов на поверхности планеты. Крупные удары серьезно повлияли бы на климат, выпустив огромное количество горячих выбросов, которые нагрели атмосферу и поверхность до высоких температур. [47] Высокая скорость ударов, вероятно, сыграла роль в удалении большей части ранней атмосферы Марса в результате ударной эрозии. [48]

Разветвленная сеть долин Варрего-Валлеса ( четырехугольник Таумасия ), вид с орбитального корабля «Викинг». Сети долин, подобные этой, предоставляют одно из самых убедительных доказательств того, что поверхностный сток имел место на раннем этапе Марса. [49]

По аналогии с Луной, частые удары привели к образованию зоны трещиноватых коренных пород и брекчии в верхней коре, называемой мегареголитом . [50] Высокая пористость и проницаемость мегареголита позволили глубоко проникнуть в грунтовые воды . Вызванное ударом тепло, реагирующее с грунтовыми водами, привело к образованию долгоживущих гидротермальных систем, которые могли бы эксплуатироваться термофильными микроорганизмами , если бы таковые существовали. [51] Компьютерные модели переноса тепла и жидкости в древней марсианской коре предполагают, что срок службы гидротермальной системы, возникшей в результате удара, может составлять от сотен тысяч до миллионов лет после удара. [52]

Эрозия и сети долин

Большинство крупных кратеров Ноаха имеют изношенный вид, с сильно эродированными краями и внутренней частью, заполненной осадками. Деградированное состояние нойских кратеров по сравнению с почти нетронутым внешним видом гесперианских кратеров, 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 (травленной) местности в южном нагорье указывает на то, что в Нойский период было размыто до 1 км материала. Считается, что эти высокие темпы эрозии, хотя и ниже, чем в среднем на суше, отражают более влажные и, возможно, более теплые условия окружающей среды. [54]

Высокие темпы эрозии в нойском периоде могли быть обусловлены осадками и поверхностным стоком . [8] [55] Многие (но не все) территории нойского возраста на Марсе густо расчленены сетью долин . [3] Сети долин представляют собой разветвленные системы долин, которые внешне напоминают наземные речные бассейны . Хотя их основное происхождение (дождевая эрозия, истощение грунтовых вод или таяние снега) до сих пор обсуждается, сети долин в последующие марсианские периоды встречаются редко, что указывает на уникальные климатические условия во времена Ноя.

На юге высокогорья выявлены как минимум две отдельные фазы формирования сети долин. Долины, образовавшиеся в период от раннего до среднего Ноаха, демонстрируют плотную, хорошо интегрированную структуру притоков, которая очень напоминает структуру дренажа , образованную дождями в пустынных регионах Земли. Более молодые долины от позднего Ноя до раннего геспера обычно имеют лишь несколько коротких притоков с междуречьями (возвышенными участками между притоками), которые являются широкими и нерасчлененными. Эти характеристики позволяют предположить, что более молодые долины образовались в основном за счет истощения грунтовых вод . Если эта тенденция изменения морфологии долин со временем реальна, это будет указывать на изменение климата от относительно влажного и теплого Марса, где иногда были возможны осадки, к более холодному и более засушливому миру, где осадки были редкими или отсутствовали. [56]

Озера и океаны

Дельта кратера Эберсвальде, снимок Mars Global Surveyor .
Слои филлосиликатов и сульфатов, обнаженные в отложениях кратера Гейла ( HiRISE ).

Вода, стекающая через сеть долин, скапливалась в низменных недрах кратеров и в региональных впадинах между кратерами, образуя большие озера. В южных высокогорьях обнаружено более 200 лож Ноахских озер, некоторые из которых по размеру сравнимы с озером Байкал или Каспийским морем на Земле. [57] Многие кратеры Ноаха показывают 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 смогла пробить противоположный край кратера. Дельты или веера обычно присутствуют там, где долина входит в дно кратера. Особенно яркие примеры встречаются в кратере Эберсвальде , кратере Холден и в районе ямок Нили ( кратер Езеро ). Другие крупные кратеры (например, кратер Гейла ) демонстрируют тонкослоистые внутренние отложения или насыпи, которые, вероятно, образовались из отложений, отложившихся на дне озера. [3]

Большая часть северного полушария Марса лежит примерно на 5 км ниже по высоте, чем южное нагорье. [58] Эта дихотомия существовала со времен Доноя. [59] Ожидается, что вода, стекающая с южных высокогорий во время Ноаха, будет собираться в северном полушарии, образуя океан (Oceanus Borealis [60] ). К сожалению, существование и природа Нойского океана остаются неопределенными, поскольку последующая геологическая деятельность стерла большую часть геоморфических свидетельств. [3] Следы нескольких возможных береговых линий нойского и гесперианского возраста были идентифицированы вдоль границы дихотомии, [61] [62] , но эти доказательства были оспорены. [63] [64] Палеобереговые линии , нанесенные на карту в пределах Hellas Planitia , наряду с другими геоморфическими свидетельствами, позволяют предположить, что большие, покрытые льдом озера или море покрывали внутреннюю часть бассейна Эллады во время Ноахского периода. [65] В 2010 году исследователи использовали глобальное распределение дельт и сетей долин, чтобы доказать существование Ноевой береговой линии в северном полушарии. [12] Несмотря на скудность геоморфологических данных, если бы на Ноахианском Марсе был большой запас воды и теплые условия, как предполагают другие доказательства, то большие массы воды почти наверняка скопились бы в региональных понижениях, таких как бассейн северной низменности. и Эллада. [3]

Вулканизм

Нойский период также был временем интенсивной вулканической активности, большая часть которой сосредоточена в регионе Фарсиса . [3] Считается, что основная часть выступа Фарсиды накопилась к концу Ноевского периода. [66] Рост Фарсиса, вероятно, сыграл значительную роль в создании атмосферы планеты и выветривании горных пород на поверхности. По одной из оценок, выступ Тарсис содержит около 300 миллионов км 3 магматического материала. Если предположить, что магма, образовавшая Фарсис, содержала углекислый газ (CO 2 ) и водяной пар в процентном отношении, сравнимом с тем, что наблюдается в гавайской базальтовой лаве , тогда общее количество газов, выделившихся из магмы Тарсиса, могло бы создать атмосферу CO 2 с давлением 1,5 бар и глобальную глобальную атмосферу. слой воды глубиной 120 м. [3]

Четыре обнажения пород нижнего ноаха, демонстрирующие спектральные признаки изменения минералов под действием воды. ( Изображения CRISM и HiRISE с орбитального аппарата Mars Reconnaissance Orbiter )

Обширный вулканизм также произошел в кратерированном высокогорье за ​​пределами региона Тарсис, но геоморфологических свидетельств осталось мало, поскольку поверхности подверглись интенсивным изменениям в результате ударов. [3] Спектральные данные с орбиты показывают, что горные породы имеют преимущественно базальтовый состав и состоят из минералов пироксена , плагиоклаза, полевого шпата и оливина . [67] Породы, исследованные на холмах Колумбия марсианским исследовательским марсоходом (MER) Spirit , могут быть типичными для горных пород Ноахского возраста по всей планете. [68] Породы в основном представляют собой деградированные базальты с разнообразной текстурой, указывающей на сильные трещины и брекчии в результате ударов и изменений гидротермальных жидкостей. Некоторые породы холмов Колумбия, возможно, образовались в результате пирокластических потоков . [3]

Продукты для атмосферных воздействий

Обилие оливина в породах нойского возраста является значительным, поскольку оливин под воздействием воды быстро превращается в глинистые минералы ( филлосиликаты ). Таким образом, присутствие оливина предполагает, что длительная водная эрозия на раннем Марсе не происходила в глобальном масштабе. Однако спектральные и стратиграфические исследования нойских обнажений с орбиты показывают, что оливин в основном приурочен к породам верхнего (позднего) нойского периода. [3] Во многих областях планеты (особенно в Нили Фоссе и Долине Маурта ) последующая эрозия или удары обнажили более древние доноахские и нижненойские образования, богатые филлосиликатами. [69] [70] Для формирования филлосиликатов необходима богатая водой щелочная среда. В 2006 году исследователи, использующие прибор OMEGA на космическом корабле «Марс-Экспресс» , предложили новую марсианскую эру, названную Филлоцианом, соответствующую доноахскому/раннему нойскому периоду, когда поверхностные воды и водное выветривание были обычным явлением. Также были предложены две последующие эпохи: Тейкская и Сидерикская. [13] Филлокианская эра коррелирует с возрастом раннего формирования сети долин на Марсе. Считается, что отложения этой эпохи являются лучшими кандидатами для поиска доказательств прошлой жизни на планете.

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Распределение размеров астероидов, пересекающих Землю, диаметром более 100 м, подчиняется обратной степенной кривой вида N = kD -2,5 , где N - количество астероидов большего диаметра, чем D. [45] Астероиды меньшего диаметра присутствуют в гораздо большем количестве, чем астероиды большого диаметра.

Рекомендации

  1. ↑ Амос, Джонатан (10 сентября 2012 г.). «Глины в лавах Тихого океана бросают вызов идее раннего влажного Марса». Новости BBC .
  2. ^ abc Танака, КЛ (1986). «Стратиграфия Марса». Дж. Геофиз. Рез . 91 (Б13): Е139–Е158. Бибкод : 1986JGR....91E.139T. дои : 10.1029/JB091iB13p0E139.
  3. ^ abcdefghijklmn Карр, Миннесота; Руководитель, JW (2010). «Геологическая история Марса». Планета Земля. наук. Летт . 294 (3–4): 185–203. Бибкод : 2010E&PSL.294..185C. дои : 10.1016/j.epsl.2009.06.042.
  4. ^ Абрамов, О.; Мойжис, С.Дж. (2009). «Микробная обитаемость Гадейской Земли во время поздней тяжелой бомбардировки». Природа . 459 (7245): 419–422. Бибкод : 2009Natur.459..419A. дои : 10.1038/nature08015. PMID  19458721. S2CID  3304147.
  5. ^ Гротцингер, Дж (2009). «За водой на Марсе». Природа Геонауки . 2 (4): 231–233. Бибкод : 2009NatGe...2..231G. дои : 10.1038/ngeo480.
  6. ^ Грант, Дж.А.; и другие. (2010). «Научный процесс выбора места посадки марсианской научной лаборатории 2011 года» (PDF) . Планета. Космические науки . 59 (11–12): 1114–1127. дои :10.1016/j.pss.2010.06.016.
  7. ^ Андерсон, RC; Дом, Дж. М.; Бучковски, Д.; Вайрик, ДЮ (2022). Ранние Ноаховские территории: остатки ранней эволюции Марса. Икар, 387, 115170.
  8. ^ АБ Крэддок, РА; Ховард, AD (2002). «Дело об осадках на теплом и влажном раннем Марсе». Дж. Геофиз. Рез . 107 (E11): 5111. Бибкод : 2002JGRE..107.5111C. CiteSeerX 10.1.1.485.7566 . дои : 10.1029/2001JE001505. 
  9. ^ Малин, MC; Эджетт, Канзас (2003). «Доказательства постоянного потока и водного осадка на раннем Марсе». Наука . 302 (5652): 1931–1934. Бибкод : 2003Sci...302.1931M. дои : 10.1126/science.1090544 . PMID  14615547. S2CID  39401117.
  10. ^ Ирвин, Р.П.; и другие. (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, С.М.; Паркер, Ти Джей (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.
  12. ^ аб Ди Ахилле, Г.; Хайнек, Б.М. (2010). «Древний океан на Марсе, поддерживаемый глобальным распределением дельт и долин». Природа Геонауки . 3 (7): 459–463. Бибкод : 2010NatGe...3..459D. дои : 10.1038/NGEO891.
  13. ^ аб Бибринг, Ж.-П.; и другие. (2006). «Глобальная минералогическая и водная история Марса, полученная на основе данных OMEGA / Mars Express». Наука . 312 (5772): 400–404. Бибкод : 2006Sci...312..400B. дои : 10.1126/science.1122659. ПМИД  16627738.
  14. ^ Бишоп, JL; и другие. (2008). «Разнообразие филлосиликатов и прошлая активность воды, обнаруженная в долине Маурт, Марс» (PDF) . Наука (Представлена ​​рукопись). 321 (5890): 830–833. Бибкод : 2008Sci...321..830B. дои : 10.1126/science.1159699. ПМК 7007808 . ПМИД  18687963. 
  15. ^ Вордсворт, Р. Эльманн, Б.; Забудь, Ф.; Хаберле, Р.; Хед, Дж.; Кербер, Л. (2018). Здоровые дебаты о раннем Марсе (письмо в редакцию). Природные геолого-геофизические исследования, 11, 888.
  16. ^ Кайт, ES (2019). Геологические ограничения климата раннего Марса. Космическая наука. Ред. 215 (10), https://doi.org/10.1007/s11214-018-0575-5.
  17. ^ Вордсворт, Р. и др. (2013). Глобальное моделирование раннего марсианского климата в более плотной атмосфере CO 2 : круговорот воды и эволюция льда. Икар, 222, 1–19.
  18. ^ Гоф, DO (1981). Солнечная внутренняя структура и вариации светимости. Физика Солнца, 74 (1), 21–34. https://doi.org/10.1007/BF00151270.
  19. ^ Фастук, Дж.Л.; Руководитель, JW (2015). Оледенение в ледяных высокогорьях позднего Ноаха: накопление льда, его распределение, скорость потока, базальное таяние, а также скорости и закономерности нисходящего таяния. Планетарная и космическая наука, 106, 82–98. https://doi.org/10.1016/j.pss.2014.11.028
  20. ^ Рамирес, РМ; Крэддок, РА (2018). Геологическое и климатологическое обоснование более теплого и влажного раннего Марса. Природные геолого-геофизические исследования, 11, 230–237.
  21. ^ Вордсворт, Р. (2016). Климат раннего Марса. Анну. Преподобный Планета Земля. наук, 44, 381–408.
  22. ^ Ховард, AD; Мур, Дж. М.; Ирвин, Р.П. (2005). Интенсивная конечная эпоха широко распространенной речной деятельности на раннем Марсе: 1. Разрез сети долин и связанные с ним отложения. Дж. Геофиз. Рез., 110, E12S14, doi:10.1029/2005JE002459.
  23. ^ Фассетт, CI; Хед, JW (2008a). Время активности сети Марсианской долины: ограничения, связанные с подсчетом буферизованных кратеров. Икар, 195, 61–89.
  24. ^ Фассетт, CI; Хед, JW (2008b). Озера открытого бассейна, питаемые сетью долины на Марсе: распространение и последствия для ноахийской поверхностной и подповерхностной гидрологии. Икар, 198, 37–56.
  25. ^ abc Скотт, DH; Карр, Миннесота (1978). Геологическая карта Марса. Карта I-1083 серии различных исследований Геологической службы США.
  26. ^ Вернер, Южная Каролина; Танака, КЛ (2011). Переопределение границ кратеров и абсолютного возраста хроностратиграфической системы Марса. Икар, 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, КЛ (1986). Геологическая карта западной экваториальной области Марса. Карта серии различных исследований Геологической службы США I–1802–A.
  29. ^ Грили, Р.; Гость, Дж. Э. (1987). Геологическая карта восточной экваториальной области Марса. Карта серии различных исследований Геологической службы США I–1802–B.
  30. ^ МакКорд, ТМ и др. (1980). Определение и характеристика единиц глобальной поверхности Марса: предварительные карты единиц. 11-я конференция по науке о Луне и планетах: Хьюстон: Техас, реферат № 1249, стр. 697–699. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1980/pdf/1249.pdf.
  31. ^ Грили, Р. (1994) Планетарные ландшафты, 2-е изд.; Чепмен и Холл: Нью-Йорк, с. 8 и рис. 1.6.
  32. ^ См. Матч, Т.А. (1970). Геология Луны: стратиграфический взгляд; Издательство Принстонского университета: Принстон, Нью-Джерси, 324 стр. и Вильгельмс, Делавэр (1987). Геологическая история Луны, Профессиональный документ Геологической службы США 1348; http://ser.sese.asu.edu/GHM/ для обзоров по этой теме.
  33. ^ Вильгельмс, DE (1990). Геологическое картирование в планетарном картографировании, Р. Грили, Р. М. Бэтсон, ред.; Издательство Кембриджского университета: Кембридж, Великобритания, с. 214.
  34. ^ Танака, КЛ; Скотт, Д.Х.; Грили, Р. (1992). Глобальная стратиграфия Марса, Х. Х. Киффер и др., Ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 345–382.
  35. ^ abc Ниммо, Ф.; Танака, К. (2005). «Ранняя эволюция земной коры Марса». Анну. Преподобный Планета Земля. Наука . 33 : 133–161. Бибкод : 2005AREPS..33..133N. doi :10.1146/annurev.earth.33.092203.122637.
  36. ^ Международная комиссия по стратиграфии . «Международная стратиграфическая карта» (PDF) . Проверено 25 сентября 2009 г.
  37. ^ аб Эйхер, DL; Макалестер, Алабама (1980). История Земли; Прентис-Холл: Энглвуд Клиффс, Нью-Джерси, стр. 143–146, ISBN 0-13-390047-9 . 
  38. ^ Массон, П.; Карр, Миннесота; Костард, Ф.; Грили, Р.; Хаубер, Э.; Яуманн, Р. (2001). «Геоморфологические доказательства существования жидкой воды». Хронология и эволюция Марса . Серия космических наук ISSI. Том. 96. с. 352. Бибкод : 2001cem..book..333M. дои : 10.1007/978-94-017-1035-0_12. ISBN 978-90-481-5725-9. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )
  39. ^ Хартманн, ВК; Нойкум, Г. (2001). Кратерная хронология и эволюция Марса. В «Хронологии и эволюции Марса» Калленбах Р. и др. Ред., Обзоры космической науки, 96: 105–164.
  40. ^ Фрей, Х.В. (2003). Погребенные ударные бассейны и древнейшая история Марса. Шестая международная конференция по Марсу, Тезисы № 3104. http://www.lpi.usra.edu/meetings/sixthmars2003/pdf/3104.pdf.
  41. ^ Массон, П. (1991). «Марсианская стратиграфия – краткий обзор и перспективы». Обзоры космической науки . 56 (1–2): 9–12. Бибкод :1991ССРв...56....9М. дои : 10.1007/bf00178385. S2CID  121719547.
  42. ^ Танака, КЛ (2001). Стратиграфия Марса: что мы знаем, чего не знаем и что нужно делать. 32-я конференция по наукам о Луне и планетах, тезисы № 1695. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1695.pdf.
  43. ^ Карр, 2006, с. 41.
  44. ^ Карр, 2006, с. 23.
  45. ^ Карр, 2006, с. 24.
  46. ^ Дэвис, Пенсильвания; Голомбек, депутат (1990). «Разрывы в мелкой марсианской коре на Луне, Сирии и Синайской планете». Дж. Геофиз. Рез . 95 (Б9): 14231–14248. Бибкод : 1990JGR....9514231D. дои : 10.1029/jb095ib09p14231.
  47. ^ Сегура, TL; и другие. (2002). «Экологические последствия крупных ударов по Марсу». Наука . 298 (5600): 1977–1980. Бибкод : 2002Sci...298.1977S. дои : 10.1126/science.1073586. PMID  12471254. S2CID  12947335.
  48. ^ Мелош, HJ; Викери, AM (1989). «Ударная эрозия первичной марсианской атмосферы». Природа . 338 (6215): 487–489. Бибкод : 1989Natur.338..487M. дои : 10.1038/338487a0. PMID  11536608. S2CID  4285528.
  49. ^ Карр, 2006, с. 138, рис. 6.23.
  50. ^ Сквайрс, Юго-Запад; Клиффорд, С.М.; Кузьмин, РО; Зимбельман-младший; Костард, FM (1992). Лед в марсианском реголите на Марсе, Х. Х. Киффер и др., Ред.; Издательство Университета Аризоны: Тусон, Аризона, стр. 523–554.
  51. ^ Абрамов, О.; Мойжис, С.Дж. (2016). Тепловые эффекты ударных бомбардировок Ноахийского Марса. Планета Земля. наук. Летт., 442, 108–120.
  52. ^ Абрамов, О.; Кринг, Д.А. (2005). «Вызванная ударом гидротермальная активность на раннем Марсе». Дж. Геофиз. Рез . 110 (Е12): Е12С09. Бибкод : 2005JGRE..11012S09A. дои : 10.1029/2005JE002453 .
  53. ^ Голомбек, депутат; Бриджес, Северная Каролина (2000). Изменение климата на Марсе, основанное на скорости эрозии на месте посадки Mars Pathfinder. Пятая международная конференция на Марсе, 6057 год.
  54. ^ Эндрюс; Ханна, Джей Си; Льюис, К.В. (2011). «Ранняя гидрология Марса: 2. Гидрологическая эволюция в нойскую и гесперианскую эпохи». Дж. Геофиз. Рез . 116 (Е2): E02007. Бибкод : 2011JGRE..116.2007A. дои : 10.1029/2010JE003709 .
  55. ^ Крэддок, РА; Максвелл, Т.А. (1993). «Геоморфическая эволюция Марсианского нагорья посредством древних речных процессов». Дж. Геофиз. Рез . 98 (Е2): 3453–3468. Бибкод : 1993JGR....98.3453C. дои : 10.1029/92je02508.
  56. ^ Харрисон, КП; Гримм, RE (2005). «Сети долин, контролируемые подземными водами, и сокращение поверхностного стока на раннем Марсе». Дж. Геофиз. Рез . 110 (Е12): Е12С16. Бибкод : 2005JGRE..11012S16H. дои : 10.1029/2005JE002455 .
  57. ^ Фассетт, CI; Хед, JW (2008). «Озера открытого бассейна, питаемые сетью долин на Марсе: распространение и последствия для ноахийской поверхностной и подповерхностной гидрологии». Икар . 198 (1): 37–56. Бибкод : 2008Icar..198...37F. CiteSeerX 10.1.1.455.713 . дои : 10.1016/j.icarus.2008.06.016. 
  58. ^ Карр, 2006, с. 160.
  59. ^ Карр, 2006, с. 78.
  60. ^ Бейкер, VR; Стром, Р.Г.; Гулик, ВК; Каргель, Дж.С.; Комацу, Г. (1991). «Древние океаны, ледяные щиты и гидрологический цикл на Марсе». Природа . 352 (6336): 589–594. Бибкод : 1991Natur.352..589B. дои : 10.1038/352589a0. S2CID  4321529.
  61. ^ Паркер, Ти Джей; Сондерс, Р.С.; Шнебергер, DM (1989). «Переходная морфология в западном регионе Deuteronilus Mensae на Марсе: последствия изменения границы низменности и возвышенности». Икар . 82 (1): 111–145. Бибкод : 1989Icar...82..111P. дои : 10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  62. ^ Файрен, AG; Дом, Дж. М.; Бейкер, VR; де Пабло, Массачусетс; Руис, Дж.; Феррис, Дж.; Андерсон, РМ (2003). «Эпизодические наводнения северных равнин Марса» (PDF) . Икар . 165 (1): 53–67. Бибкод : 2003Icar..165...53F. дои : 10.1016/s0019-1035(03)00144-1.
  63. ^ Малин, М.; Эджетт, К. (1999). «Океаны и моря в марсианской северной низменности: тесты изображений предполагаемых береговых линий с высоким разрешением». Геофиз. Рез. Летт . 26 (19): 3049–3052. Бибкод : 1999GeoRL..26.3049M. дои : 10.1029/1999gl002342 .
  64. ^ Гатан, GJ; Зимбельман, младший (2006). «Недостаток потенциальных прибрежных форм рельефа вдоль предлагаемых береговых линий на Марсе: последствия для океана, заполняющего северные низменности». Икар . 185 (1): 171–196. Бибкод : 2006Icar..185..171G. doi :10.1016/j.icarus.2006.06.007.
  65. ^ Мур, Дж. М.; Вильгельмс, DE (2001). «Эллада как возможное место древних покрытых льдом озер на Марсе». Икар . 154 (2): 258–276. Бибкод : 2001Icar..154..258M. дои : 10.1006/icar.2001.6736. hdl : 2060/20020050249 .
  66. ^ Филлипс, Р.Дж.; и другие. (2001). «Древняя геодинамика и гидрология глобального масштаба на Марсе». Наука . 291 (5513): 2587–2591. Бибкод : 2001Sci...291.2587P. дои : 10.1126/science.1058701. PMID  11283367. S2CID  36779757.
  67. ^ Горчица, JF; и другие. (2005). «Разнообразие оливина и пироксена в коре Марса». Наука . 307 (5715): 1594–1597. Бибкод : 2005Sci...307.1594M. дои : 10.1126/science.1109098 . PMID  15718427. S2CID  15548016.
  68. ^ Карр, 2006, с. 16-17.
  69. ^ Картер Дж.; Пуле Ф.; Оди А.; Бибринг Ж.-П.; Мурчи С. (2011). Глобальное распределение, состав и расположение водных минералов на Марсе: переоценка. 42-я конференция по науке о Луне и планетах, LPI: Хьюстон, Техас, тезисы № 2593. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2593.pdf.
  70. ^ Роджерс, AD; Фергасон, РЛ (2011). «Стратиграфия поверхностных образований в региональном масштабе в Тирренской и Япигийской террах, Марс: взгляд на эволюцию горной коры и историю изменений». Дж. Геофиз. Рез . 116 (Е8): E08005. Бибкод : 2011JGRE..116.8005R. дои : 10.1029/2010JE003772 .
Библиография

дальнейшее чтение