stringtranslate.com

Фаэтонтис четырехугольный

Изображение четырехугольника Фаэтонтис (MC-24). В регионе преобладают сильно кратерированные возвышенности и низменности, образующие относительно гладкие равнины.

Четырехугольник Фаэтонтиса — одна из 30 карт Марса, используемых Геологической службой США (USGS) в рамках исследовательской программы по астрогеологии . Четырехугольник Фаэтонтиса также называют MC-24 (Mars Chart-24). [1]

Название происходит от Фаэтона , сына Гелиоса . [2]

Квадратик Фаэтонтис находится между 30° и 65° южной широты и 120° и 180° западной долготы на Марсе . В этом диапазоне широт были обнаружены многочисленные овраги. Старая особенность в этой области, называемая Terra Sirenum , находится в этом четырехугольнике; Mars Reconnaissance Orbiter обнаружил там железо-магниевые смектиты. [3] Часть этого четырехугольника содержит то, что называется отложениями Электриса , отложения толщиной 100–200 метров (330–660 футов). Они светлые и кажутся слабыми из-за небольшого количества валунов. [4] Среди группы крупных кратеров находится кратер Маринер , впервые обнаруженный космическим аппаратом Mariner 4 летом 1965 года. Он был назван в честь этого космического аппарата. [5] [ нужна страница ] Считается, что в низине Terra Sirenum когда-то было озеро, которое в конечном итоге стекало через долину Маадим . [6] [7] [8] [ нужна страница ] Российский зонд «Марс-3» приземлился в четырехугольнике Фаэтонтис в точке с координатами 44,9° ю.ш. и 160,1° з.д. в декабре 1971 года. Он приземлился со скоростью 75 км в час, но выжил, передав 20 секунд радиосигнала, после чего связь прервалась. Его сообщение просто появилось в виде пустого экрана. [9] [ нужна страница ]

Марсианские овраги

Четырехугольник Фаэтонтис является местом расположения многих оврагов, которые могут быть вызваны недавним течением воды. Некоторые из них обнаружены в Горгонум Хаос [10] [11] и во многих кратерах около крупных кратеров Коперник и Ньютон . [12] [13] Овраги встречаются на крутых склонах, особенно на стенках кратеров. Овраги считаются относительно молодыми, потому что у них мало кратеров, если они вообще есть. Более того, они лежат на вершинах песчаных дюн, которые сами по себе считаются довольно молодыми. Обычно у каждого оврага есть ниша, канал и шпунт. Некоторые исследования показали, что овраги встречаются на склонах, которые обращены во все стороны, [14] другие обнаружили, что большее количество оврагов находится на склонах, обращенных к полюсу, особенно от 30 до 44° ю.ш. [15]

Хотя было выдвинуто много идей для их объяснения, [16] наиболее популярные из них предполагают жидкую воду, поступающую из водоносного слоя , от таяния у основания старых ледников или от таяния льда в земле, когда климат был теплее. [17] [18] Из-за хорошей возможности того, что жидкая вода была вовлечена в их формирование и что они могут быть очень молодыми, ученые взволнованы. Может быть, овраги — это то место, куда нам следует отправиться, чтобы найти жизнь.

Существуют доказательства всех трех теорий. Большинство верховьев оврагов находятся на одном уровне, как и следовало ожидать от водоносного слоя . Различные измерения и расчеты показывают, что жидкая вода может существовать в водоносных слоях на обычных глубинах, где начинаются овраги. [17] Один из вариантов этой модели заключается в том, что поднимающаяся горячая магма могла растопить лед в земле и вызвать течение воды в водоносных слоях. Водоносные слои — это слои, которые позволяют воде течь. Они могут состоять из пористого песчаника. Водоносный слой будет располагаться поверх другого слоя, который не дает воде течь вниз (в геологических терминах его можно назвать непроницаемым). Поскольку вода в водоносном слое не может течь вниз, единственное направление, в котором может течь захваченная вода, — горизонтальное. В конце концов, вода может вытечь на поверхность, когда водоносный слой достигнет разрыва — как стена кратера. Результирующий поток воды может размыть стену, создав овраги. [19] Водоносные слои довольно распространены на Земле. Хорошим примером является «Плачущая скала» в национальном парке Зайон , штат Юта . [20]

Что касается следующей теории, то большая часть поверхности Марса покрыта толстой гладкой мантией, которая, как полагают, представляет собой смесь льда и пыли. [21] [22] [23] Эта богатая льдом мантия, толщиной в несколько ярдов, сглаживает землю, но местами имеет неровную текстуру, напоминающую поверхность баскетбольного мяча. Мантия может быть похожа на ледник, и при определенных условиях лед, который смешан с мантией, может таять и стекать по склонам и образовывать овраги. [24] [25] Поскольку на этой мантии мало кратеров, мантия относительно молодая. Прекрасный вид на эту мантию показан ниже на снимке края кратера Птолемей, полученном с помощью HiRISE . [ 26] Богатая льдом мантия может быть результатом изменений климата. [27] Изменения орбиты и наклона Марса вызывают значительные изменения в распределении водяного льда от полярных регионов до широт, эквивалентных Техасу. В определенные климатические периоды водяной пар покидает полярный лед и попадает в атмосферу. Вода возвращается на землю в более низких широтах в виде отложений инея или снега, щедро смешанных с пылью. Атмосфера Марса содержит большое количество мелких частиц пыли. Водяной пар будет конденсироваться на частицах, а затем падать на землю из-за дополнительного веса водного покрытия. Когда Марс находится в состоянии наибольшего наклона или наклона, до 2 см льда может быть удалено с летней ледяной шапки и отложено в средних широтах. Это движение воды может продолжаться несколько тысяч лет и создать слой снега толщиной до 10 метров. [28] [29] Когда лед в верхней части мантийного слоя возвращается в атмосферу, он оставляет после себя пыль, которая изолирует оставшийся лед. [30] Измерения высот и уклонов оврагов подтверждают идею о том, что снежные покровы или ледники связаны с оврагами. Более крутые склоны имеют больше тени, что позволяет сохранять снег. [15] На больших высотах оврагов гораздо меньше, поскольку лед имеет тенденцию к большей сублимации в разреженном воздухе на больших высотах. [31]

Третья теория может быть возможной, поскольку изменения климата могут быть достаточными, чтобы лед в земле просто растаял и, таким образом, образовал овраги. В более теплом климате первые несколько метров земли могут оттаять и создать «селевой поток», похожий на тот, что есть на сухом и холодном восточном побережье Гренландии. [32] Поскольку овраги возникают на крутых склонах, для начала потока необходимо лишь небольшое снижение прочности частиц почвы на сдвиг. Небольших количеств жидкой воды из растаявшего грунтового льда может быть достаточно. [33] [34] Расчеты показывают, что треть мм стока может производиться каждый день в течение 50 дней каждого марсианского года, даже при нынешних условиях. [35]

Сопутствующие особенности оврагов

Иногда рядом с оврагами появляются другие особенности. У основания некоторых оврагов могут быть впадины или изогнутые хребты. Их называют «лопатчатыми впадинами». Эти впадины образуются после исчезновения ледникового льда. Крутые стены часто образуют ледники в определенных климатических условиях. Когда климат меняется, лед в ледниках сублимируется в тонкой марсианской атмосфере. Сублимация — это когда вещество переходит из твердого состояния непосредственно в газообразное. Это происходит с сухим льдом на Земле. Поэтому, когда лед у основания крутой стены сублимируется, образуется впадина. Кроме того, больше льда с более высоких высот будет стремиться течь вниз. Этот поток будет растягивать поверхностные каменистые обломки, тем самым образуя поперечные трещины. Такие образования были названы «рельефом стиральной доски», потому что они напоминают старомодные стиральные доски. [36] Части оврагов и некоторые связанные с ними особенности оврагов показаны ниже на снимках HiRISE.

Языкообразные ледники

Возможные пинго

Радиальные и концентрические трещины, видимые здесь, обычны, когда силы проникают в хрупкий слой, например, камень, брошенный через стеклянное окно. Эти особые трещины, вероятно, были созданы чем-то, выходящим из-под хрупкой марсианской поверхности. Лед мог скопиться под поверхностью в форме линзы; таким образом, образовались эти потрескавшиеся холмы. Лед, будучи менее плотным, чем камень, выталкивался вверх на поверхность и создавал эти паутинные узоры. Похожий процесс создает холмы схожего размера в арктической тундре на Земле. Такие особенности называются « pingos », слово на языке инуитов. [37] Пинго содержали бы чистый водяной лед; таким образом, они могли бы быть источниками воды для будущих колонистов Марса.

Концентрическое заполнение кратера

Концентрическое заполнение кратеров , как и дольчатые обломочные шлейфы и линейные долинные заполнения , как полагают, богато льдом. [38] На основании точных топографических измерений высоты в разных точках этих кратеров и расчетов того, насколько глубокими должны быть кратеры на основе их диаметров, считается, что кратеры на 80% заполнены в основном льдом. [39] [40] [41] [42] То есть, они содержат сотни метров материала, который, вероятно, состоит из льда с несколькими десятками метров поверхностного мусора. [43] [44] Лед накопился в кратере из-за снегопадов в предыдущих климатических условиях. [45] [46] [47] Недавнее моделирование предполагает, что концентрическое заполнение кратеров развивается в течение многих циклов, в которых снег откладывается, а затем перемещается в кратер. Оказавшись внутри кратера, тень и пыль сохраняют снег. Снег превращается в лед. Множество концентрических линий создаются многочисленными циклами накопления снега. Обычно снег накапливается всякий раз, когда осевой наклон достигает 35 градусов. [48]

Магнитные полосы и тектоника плит

Mars Global Surveyor (MGS) обнаружил магнитные полосы в коре Марса, особенно в четырехугольниках Фаэтонтис и Эридания ( Terra Cimmeria и Terra Sirenum ). [49] [ нужна страница ] [50] [ нужна страница ] Магнитометр на MGS обнаружил полосы намагниченной коры шириной 100 км, идущие примерно параллельно на протяжении до 2000 км. Эти полосы чередуются по полярности: северный магнитный полюс одной из них направлен вверх от поверхности, а северный магнитный полюс другой направлен вниз. [51] [ нужна страница ] Когда в 1960-х годах на Земле были обнаружены подобные полосы, они были приняты за свидетельство тектоники плит . Исследователи полагают, что эти магнитные полосы на Марсе являются свидетельством короткого раннего периода активности тектоники плит. Когда породы стали твердыми, они сохранили магнетизм, существовавший в то время. Считается, что магнитное поле планеты вызвано движениями жидкости под поверхностью. [52] [53] [54] Однако есть некоторые различия между магнитными полосами на Земле и на Марсе. Марсианские полосы шире, гораздо сильнее намагничены и, по-видимому, не распространяются из средней зоны распространения коры. Поскольку область, содержащая магнитные полосы, имеет возраст около 4 миллиардов лет, считается, что глобальное магнитное поле, вероятно, существовало только в течение первых нескольких сотен миллионов лет жизни Марса, когда температура расплавленного железа в ядре планеты могла быть достаточно высокой, чтобы смешать его в магнитное динамо. Вблизи крупных ударных бассейнов, таких как Эллада, нет магнитных полей. Удар от удара мог стереть остаточную намагниченность в породе. Таким образом, магнетизм, созданный ранним движением жидкости в ядре, не мог существовать после ударов. [55]

Когда расплавленная порода, содержащая магнитный материал, такой как гематит (Fe 2 O 3 ), охлаждается и затвердевает в присутствии магнитного поля, она становится намагниченной и приобретает полярность фонового поля. Этот магнетизм теряется только в том случае, если порода впоследствии нагревается выше определенной температуры (точка Кюри, которая составляет 770 °C для железа). Магнетизм, оставшийся в породах, является записью магнитного поля, когда порода затвердела. [56]

Хлоридные отложения

Используя данные Mars Global Surveyor , Mars Odyssey и Mars Reconnaissance Orbiter , ученые обнаружили обширные залежи хлоридных минералов. На рисунке ниже показаны некоторые залежи в пределах четырехугольника Фаэтонтис. Данные свидетельствуют о том, что залежи образовались в результате испарения обогащенных минералами вод. Исследования показывают, что озера могли быть разбросаны по большим площадям марсианской поверхности. Обычно хлориды являются последними минералами, которые выходят из раствора. Карбонаты , сульфаты и кремний должны выпадать в осадок раньше них. Сульфаты и кремний были обнаружены марсоходами на поверхности. Места с хлоридными минералами могли когда-то содержать различные формы жизни. Кроме того, такие области должны сохранять следы древней жизни. [57]

Основываясь на хлоридных отложениях и гидратированных филлосиликатах, Альфонсо Давила и другие полагают, что в Терра Сиренум есть древнее озеро площадью 30 000 км 2 (12 000 кв. миль) и глубиной 200 метров (660 футов). Другие доказательства, подтверждающие существование этого озера, — это нормальные и инвертированные каналы, подобные тем, что обнаружены в пустыне Атакама . [58]

Фоссы

Четырехугольник Элизиума является домом для больших впадин (длинных узких углублений), называемых ямками на географическом языке, используемом для Марса. Желоба образуются, когда кора растягивается до тех пор, пока не разорвется. Растяжение может быть вызвано большим весом близлежащего вулкана. Кратеры-ямки/ямы обычны вблизи вулканов в системе вулканов Фарсида и Элизиума. [59]

Странные поверхности

Кратеры

кратер Коперник

Плотность ударных кратеров используется для определения возраста поверхности Марса и других тел Солнечной системы. [60] Чем старше поверхность, тем больше на ней кратеров. Формы кратеров могут выявить наличие подземного льда.

Изображение MOLA, показывающее взаимосвязь между кратерами Райт, Килер и Трамплер. Цвета указывают высоты.
Восточная сторона кратера Гиппарх , снимок камеры CTX (на борту Mars Reconnaissance Orbiter)
Западная сторона кратера Нансена , снимок сделанный камерой CTX (на борту Mars Reconnaissance Orbiter)

Область вокруг кратеров может быть богата минералами. На Марсе тепло от удара плавит лед в земле. Вода из тающего льда растворяет минералы, а затем откладывает их в трещинах или разломах, которые были образованы при ударе. Этот процесс, называемый гидротермальным изменением, является основным способом образования рудных залежей. Область вокруг марсианских кратеров может быть богата полезными рудами для будущей колонизации Марса. [61] Исследования на Земле задокументировали, что образуются трещины и что в трещинах откладываются жилы вторичных минералов. [62] [63] [64] Снимки со спутников, вращающихся вокруг Марса, обнаружили трещины вблизи ударных кратеров. [65] Во время ударов выделяется большое количество тепла. Область вокруг большого удара может остывать сотни тысяч лет. [66] [67] Во многих кратерах когда-то были озера. [68] [69] [70] Поскольку на дне некоторых кратеров видны дельты, мы знаем, что вода должна была присутствовать в течение некоторого времени. Десятки дельт были замечены на Марсе. [71] Дельты образуются, когда осадок вымывается из потока, впадающего в спокойный водоем. Требуется некоторое время, чтобы образовалась дельта, поэтому наличие дельты является захватывающим; это означает, что вода была там в течение некоторого времени, может быть, в течение многих лет. Примитивные организмы могли развиться в таких озерах; следовательно, некоторые кратеры могут быть главными целями для поиска доказательств жизни на Красной планете. [72]

Список кратеров

Ниже приведен список кратеров в четырехугольнике. Кратер, центральное расположение которого находится в четырехугольнике, кратеры, центральное расположение которых находится в другом четырехугольнике, перечислены по восточной, западной, северной или южной части.

1 Частично расположена в четырехугольнике, а другая часть находится в другом четырехугольнике вместе с диаметром кратера

Линейные хребтовые сети

Линейные сети хребтов встречаются в различных местах на Марсе внутри и вокруг кратеров. [73] Хребты часто выглядят как в основном прямые сегменты, которые пересекаются в виде решетки. Они имеют сотни метров в длину, десятки метров в высоту и несколько метров в ширину. Считается, что удары создали трещины на поверхности, которые позже служили каналами для жидкостей. Жидкости скрепляли структуры. С течением времени окружающий материал был размыт, тем самым оставляя твердые хребты. Поскольку хребты встречаются в местах с глиной, эти образования могут служить маркером глины, для образования которой требуется вода. [74] [75] [76] Вода здесь могла поддерживать прошлую жизнь в этих местах. Глина также может сохранять окаменелости или другие следы прошлой жизни.

Дюны

Песчаные дюны были обнаружены во многих местах на Марсе. Наличие дюн показывает, что на планете есть атмосфера с ветром, поскольку для нагромождения песка дюнам нужен ветер. Большинство дюн на Марсе черные из-за выветривания вулканической породы базальта . [ 77] [78] Черный песок можно найти на Земле на Гавайях и на некоторых тропических островах южной части Тихого океана. [79] Песок распространен на Марсе из-за старости поверхности, которая позволила камням превратиться в песок. Было замечено, что дюны на Марсе перемещаются на много метров. [80] [81] Некоторые дюны перемещаются. В этом процессе песок перемещается вверх по наветренной стороне, а затем падает вниз по подветренной стороне дюны, таким образом заставляя дюну двигаться к подветренной стороне (или скользящей поверхности). [82] При увеличении изображений на поверхности некоторых дюн на Марсе видны волны. [83] Они вызваны катящимися и подпрыгивающими песчинками по наветренной поверхности дюны. Отскакивающие зерна имеют тенденцию приземляться на наветренной стороне каждой ряби. Зерна не отскакивают очень высоко, поэтому их несложно остановить.

Мантия

Большая часть поверхности Марса покрыта толстым слоем мантии, богатой льдом, который в прошлом несколько раз падал с неба. [84] [85] [86] В некоторых местах в мантии можно увидеть несколько слоев. [87]

Каналы

Существует огромное количество доказательств того, что вода когда-то текла в речных долинах на Марсе. [88] [89] Изображения изогнутых каналов были замечены на снимках с марсианского космического корабля, датируемых началом 1970-х годов с орбитального аппарата Mariner 9. [90] [91] [92] [93] Действительно, исследование, опубликованное в июне 2017 года, подсчитало, что объем воды, необходимый для прорезания всех каналов на Марсе, был даже больше, чем предполагаемый океан, который мог быть на планете. Вода, вероятно, много раз перерабатывалась из океана в дождевые осадки вокруг Марса. [94] [95]

Следы пылевых дьяволов

Поскольку тонкий слой мелкой яркой пыли покрывает большую часть поверхности Марса, проходящие пылевые дьяволы удаляют яркую пыль и обнажают лежащую под ней темную поверхность. [96] [97] Пыльные дьяволы были замечены с земли и с орбитальных космических аппаратов. Некоторые пылевые дьяволы выше среднего торнадо на Земле. [98] Они даже сдули пыль с солнечных панелей двух марсоходов на Марсе, тем самым значительно продлив их жизнь. [99]

Другие сцены

Другие четырехугольники Марса

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. ^ Дэвис, ME; Батсон, RM; Ву, SSC (1992). "Геодезия и картография". В Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; и др. (ред.). Mars . Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  2. ^ Бланк, Дж. 1982. Марс и его спутники , Exposition Press. Смиттаун, Нью-Йорк
  3. ^ Murchie, S.; Mustard, John F.; Ehlmann, Bethany L.; Milliken, Ralph E.; et al. (2009). "Синтез марсианской водной минералогии после 1 года наблюдений за Марсом с Mars Reconnaissance Orbiter" (PDF) . Journal of Geophysical Research . 114 (E2): E00D06. Bibcode :2009JGRE..114.0D06M. doi :10.1029/2009JE003342.
  4. ^ Грант, Дж.; Уилсон, Шэрон А.; Ное Добря, Эльдар; Фергасон, Робин Л.; и др. (2010). «HiRISE просматривает загадочные отложения в районе ямок Сиренум на Марсе». Икар . 205 (1): 53–63. Бибкод : 2010Icar..205...53G. дои : 10.1016/j.icarus.2009.04.009.
  5. ^ Киффер, Хью Х. (1992). Марс . Тусон: Издательство Университета Аризоны. ISBN 978-0-8165-1257-7.
  6. ^ "HiRISE | Светлые курганы в котловине Горгонум (ESP_050948_1430)".
  7. ^ Ирвин, Россман П.; Ховард, Алан Д.; Максвелл, Тед А. (2004). "Геоморфология долины Маадим, Марс и связанных с ней палеоозёрных бассейнов". Журнал геофизических исследований . 109 (E12): 12009. Bibcode : 2004JGRE..10912009I. doi : 10.1029/2004JE002287 .
  8. ^ Майкл Карр (2006). Поверхность Марса . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0.
  9. ^ Хартманн, В. (2003). Путеводитель по Марсу . Нью-Йорк: Workman Publishing. ISBN 978-0-7611-2606-5.
  10. ^ "HiRISE | Горгонум Хаос Меса (PSP_004071_1425)" .
  11. ^ "HiRISE | Овраги на горах Хаоса Горгонума (PSP_001948_1425)" .
  12. ^ "HiRISE | Овраги в кратере Ньютона (PSP_004163_1375)".
  13. ^ Министерство внутренних дел США, Геологическая служба США, Топографическая карта восточного региона Марса M 15M 0/270 2AT, 1991
  14. ^ Edgett, K.; Malin, MC; Williams, RME; Davis, SD (2003). "Марсианские овраги в полярных и средних широтах: вид с MGS MOC после 2 лет на Марсе на орбите картирования" (PDF) . Lunar Planet. Sci . 34 . стр. 1038, Аннотация 1038. Bibcode :2003LPI....34.1038E.
  15. ^ ab Dickson, J; Head, J; Kreslavsky, M (2007). "Марсианские овраги в южных средних широтах Марса: доказательства климатически контролируемого формирования молодых речных образований на основе локальной и глобальной топографии" (PDF) . Icarus . 188 (2): 315–323. Bibcode :2007Icar..188..315D. doi :10.1016/j.icarus.2006.11.020.
  16. ^ «PSRD: Оврагизированные склоны на Марсе».
  17. ^ ab Heldmann, J; Mellon, Michael T (2004). «Наблюдения за марсианскими оврагами и ограничения на потенциальные механизмы их образования». Icarus . 168 (2): 285–304. Bibcode :2004Icar..168..285H. doi :10.1016/j.icarus.2003.11.024.
  18. ^ Forget, F. et al. 2006. Планета Марс: История другого мира. Praxis Publishing. Чичестер, Великобритания.
  19. ^ «Марсианские овраги, вероятно, образованы подземными водоносными горизонтами». Space.com . 12 ноября 2004 г.
  20. ^ Харрис, А. и Э. Таттл. 1990. Геология национальных парков. Издательство Kendall/Hunt Publishing Company. Дубьюк, Айова
  21. ^ Малин, Майкл К.; Эджетт, Кеннет С. (2001). «Камера Mars Global Surveyor Mars Orbiter: межпланетный круиз через основную миссию». Журнал геофизических исследований . 106 (E10): 23429–23570. Bibcode : 2001JGR...10623429M. doi : 10.1029/2000JE001455 .
  22. ^ Mustard, JF ; Cooper, CD; Rifkin, MK (2001). «Доказательства недавнего изменения климата на Марсе на основе идентификации молодого приповерхностного льда» (PDF) . Nature . 412 (6845): 411–4. Bibcode : 2001Natur.412..411M. doi : 10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  23. ^ Карр, Майкл Х. (2001). «Наблюдения Mars Global Surveyor за марсианской изрезанной поверхностью». Журнал геофизических исследований . 106 (E10): 23571–23595. Bibcode : 2001JGR...10623571C. doi : 10.1029/2000JE001316. S2CID  129715420.
  24. ^ Новости NBC
  25. ^ Head, JW; Marchant, DR; Kreslavsky, MA (2008). "From the Cover: Formation of gullies on Mars: Link to latest climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin". Труды Национальной академии наук . 105 (36): 13258–63. Bibcode : 2008PNAS..10513258H. doi : 10.1073/pnas.0803760105 . PMC 2734344. PMID  18725636 . 
  26. ^ Кристенсен, PR (2003). «Формирование современных марсианских оврагов посредством таяния обширных богатых водой снежных отложений». Nature . 422 (6927): 45–8. Bibcode :2003Natur.422...45C. doi :10.1038/nature01436. PMID  12594459. S2CID  4385806.
  27. ^ Ловетт, Ричард А. (2008-03-18), «Тающий снег создал овраги на Марсе, говорят эксперты», National Geographic News , архивировано из оригинала 2009-11-16
  28. ^ Jakosky, Bruce M.; Carr, Michael H. (1985). «Возможное выпадение льда на низких широтах Марса в периоды сильного наклонения оси вращения». Nature . 315 (6020): 559–561. Bibcode :1985Natur.315..559J. doi :10.1038/315559a0. S2CID  4312172.
  29. ^ Jakosky, Bruce M.; Henderson, Bradley G.; Mellon, Michael T. (1995). «Хаотическое наклонение и природа марсианского климата». Journal of Geophysical Research . 100 (E1): 1579–1584. Bibcode : 1995JGR...100.1579J. doi : 10.1029/94JE02801.
  30. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (18 декабря 2003 г.). «Марс может выйти из ледникового периода». ScienceDaily . Получено 19 февраля 2009 г.
  31. ^ Хехт, М (2002). «Метастабильность жидкой воды на Марсе» (PDF) . Icarus . 156 (2): 373–386. Bibcode :2002Icar..156..373H. doi :10.1006/icar.2001.6794.[ постоянная мертвая ссылка ]
  32. ^ Пеулваст, JP (1988). «Mouvements verticaux et genèse du bourrelet Est-groenlandais. dans la région de Scoresby Sund». Physio Géo (на французском языке). 18 : 87–105.
  33. ^ Костард, Ф.; Форже, Ф.; Мангольд, Н.; Мерсье, Д.; и др. (2001). «Потоки обломков на Марсе: аналогия с земной перигляциальной средой и климатическими последствиями» (PDF) . Лунная и планетарная наука . XXXII : 1534. Библиографический код : 2001LPI....32.1534C.
  34. ^ http://www.spaceref.com:16090/news/viewpr.html?pid=7124 [ постоянная мертвая ссылка ] ,
  35. ^ Клоу, Г. (1987). «Образование жидкой воды на Марсе посредством таяния пылевого снежного покрова». Icarus . 72 (1): 93–127. Bibcode :1987Icar...72...95C. doi :10.1016/0019-1035(87)90123-0.
  36. ^ abc jawin, E, J. Head, D. Marchant. 2018. Переходные постледниковые процессы на Марсе: геоморфологические свидетельства парагляциального периода. Icarus: 309, 187-206
  37. ^ "HiRISE | Паутина (ESP_046359_1250)".
  38. ^ Леви, Дж. и др. 2009. Концентрическое заполнение кратера в Утопия Равниция: История и взаимодействие между ледниковым «мозговым ландшафтом» и перигляциальными процессами. Икар: 202. 462-476.
  39. ^ Леви, Дж.; Хед, Дж.; Марчант, Д. (2010). «Заполнение концентрических кратеров в северных средних широтах Марса: процесс формирования и связь с аналогичными формами рельефа ледникового происхождения». Icarus . 209 (2): 390–404. Bibcode :2010Icar..209..390L. doi :10.1016/j.icarus.2010.03.036.
  40. ^ Леви, Дж.; Хед, Дж.; Диксон, Дж.; Фассетт, К.; Морган, Г.; Шон, С. (2010). «Идентификация отложений овражных селевых потоков в Protonilus Mensae, Марс: характеристика водоносного, энергичного процесса формирования оврагов». Earth Planet. Sci. Lett . 294 (3–4): 368–377. Bibcode : 2010E&PSL.294..368L. doi : 10.1016/j.epsl.2009.08.002.
  41. ^ "HiRISE | Отложение и потеря льда в ударном кратере в бассейне Утопия (ESP_032569_2225)".
  42. ^ Гарвин, Дж., С. Сакимото, Дж. Фроули. 2003. Кратеры на Марсе: геометрические свойства из топографии MOLA с сеткой. В: Шестая международная конференция по Марсу. 20–25 июля 2003 г., Пасадена, Калифорния. Аннотация 3277.
  43. ^ Гарвин, Дж. и др. 2002. Глобальные геометрические свойства марсианских ударных кратеров. Lunar Planet. Sci: 33. Аннотация № 1255.
  44. ^ NASA.gov
  45. ^ Креславский, М. и Дж. Хед. 2006. Изменение ударных кратеров в северных плоскостях Марса: последствия для истории климата Амазонки. Метеорит. Планета. Наука: 41. 1633-1646
  46. ^ Мадлен, Дж. и др. 2007. Исследование северного оледенения средних широт с помощью модели общей циркуляции. В: Седьмая международная конференция по Марсу. Аннотация 3096.
  47. ^ "HiRISE | Расчлененный рельеф местности (PSP_002917_2175)".
  48. ^ Fastook, J., J.Head. 2014. Заполнение концентрических кратеров: скорости накопления ледников, заполнения и дегляциации в амазонский и нойский периоды Марса. 45-я конференция по науке о Луне и планетах (2014) 1227.pdf
  49. ^ Барлоу, Надин Г. (2008). Марс: введение в его внутреннее пространство, поверхность и атмосферу . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-85226-5.
  50. ^ Филипп Логнонне; Франсуа Форже; Франсуа Костар (2007). Планета Марс: История другого мира (Springer Praxis Books / Popular Astronomy) . Praxis. ISBN 978-0-387-48925-4.
  51. ^ Фредрик В. Тейлор (2010). Научное исследование Марса . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82956-4.
  52. ^ Connerney JE; Acuna MH; Wasilewski PJ; Reme; et al. (апрель 1999 г.). "Магнитные линии в древней коре Марса" (PDF) . Science . 284 (5415): 794–8. Bibcode : 1999Sci...284..794C. doi : 10.1126/science.284.5415.794. PMID  10221909.
  53. ^ Лангле, Б. (2004). "Коровое магнитное поле Марса". Журнал геофизических исследований . 109 (E2): н/д. Bibcode : 2004JGRE..109.2008L. doi : 10.1029/2003JE002048 .
  54. ^ Connerney, JEP; Acuña, MH; Ness, NF; Kletetschka, G; et al. (2005). «Тектонические последствия магнетизма коры Марса». Труды Национальной академии наук . 102 (42): 14970–14975. Bibcode : 2005PNAS..10214970C. doi : 10.1073/pnas.0507469102 . PMC 1250232. PMID  16217034 . 
  55. ^ Acuna, MH; Connerney, JE; Ness, NF; Lin, RP; Mitchell, D; Carlson, CW; McFadden, J; Anderson, KA; et al. (1999). «Глобальное распределение намагниченности земной коры, обнаруженное в ходе эксперимента Mars Global Surveyor MAG/ER». Science . 284 (5415): 790–793. Bibcode :1999Sci...284..790A. doi :10.1126/science.284.5415.790. PMID  10221908.
  56. ^ "ESA Science & Technology - Марсианские интерьеры".
  57. ^ Остерлоо, ММ; Гамильтон, VE; Бэндфилд, ДжЛ; Глотч, ТД; и др. (2008). «Хлоридсодержащие материалы в южных высокогорьях Марса». Science . 319 (5870): 1651–1654. Bibcode :2008Sci...319.1651O. CiteSeerX 10.1.1.474.3802 . doi :10.1126/science.1150690. PMID  18356522. S2CID  27235249. 
  58. ^ Давила, А.; и др. (2011). «Большой осадочный бассейн в регионе Терра Сиренум на южном высокогорье Марса». Икар . 212 (2): 579–589. Бибкод : 2011Icar..212..579D. дои : 10.1016/j.icarus.2010.12.023.
  59. ^ Скиннер, Дж., Л. Скиннер и Дж. Каргель. 2007. Переоценка гидровулканизма на основе восстановления поверхности в районе Галаксия Фоссае на Марсе. Лунная и планетарная наука XXXVIII (2007)
  60. ^ «Камни, ветер и лед: путеводитель по марсианским ударным кратерам».
  61. ^ «Индианский университет в Блумингтоне».
  62. ^ Osinski, G, J. Spray и P. Lee. 2001. Гидротермальная активность, вызванная ударом в пределах ударной структуры Хогтон, арктическая Канада: образование временного, теплого, влажного оазиса. Метеоритика и планетарная наука: 36. 731-745
  63. ^ http://www.ingentaconnect.com/content/arizona/maps/2005/00000040/00000012/art00007 [ мертвая ссылка ]
  64. ^ Pirajno, F. 2000. Рудные месторождения и мантийные плюмы. Kluwer Academic Publishers. Дордрехт, Нидерланды
  65. ^ Head, J. и J. Mustard. 2006. Breccia Dikes and Crater-Related Faults in Impact Craters on Mars: Erosion and Exposure on a floor of a 75-km Diameter Crater at the Dichotomy Boundary. Специальный выпуск о роли летучих веществ и атмосфер в ударных кратерах Марса. Метеоритика и планетарная наука
  66. ^ Segura, T, O. Toon, A. Colaprete, K. Zahnle. 2001. Эффекты крупных ударов по Марсу: последствия для формирования рек. Американское астрономическое общество, встреча DPS № 33, № 19.08
  67. ^ Сегура, Т., О. Тун, А. Колапрет, К. Занле. 2002. Экологические эффекты крупных столкновений на Марсе. Наука: 298, 1977-1980.
  68. ^ Каброль, Н. и Э. Грин. 2001. Эволюция озерных сред на Марсе: является ли Марс только гидрологически спящим? Icarus: 149, 291-328.
  69. ^ Фассетт, К. и Дж. Хед. 2008. Открытые озера на Марсе: распределение и значение для поверхностной и подповерхностной гидрологии Нойского периода. Икар: 198, 37-56.
  70. ^ Фассетт, К. и Дж. Хед. 2008. Открытые озера на Марсе: значение сетей долин для природы гидрологии Нойской эпохи.
  71. ^ Уилсон, Дж. А. Грант и А. Ховард. 2013. ИНВЕНТАРИЗАЦИЯ ЭКВАТОРИАЛЬНЫХ АЛЛЮВИАЛЬНЫХ КОНУСОВ ВЫНОСА И ДЕЛЬТ НА МАРСЕ. 44-я Лунная и планетарная научная конференция.
  72. ^ Ньюсом Х., Хагерти Дж., Торсос И. 2001. Расположение и отбор проб водных и гидротермальных отложений в марсианских ударных кратерах. Астробиология: 1, 71-88.
  73. ^ Хед, Дж., Дж. Мастард. 2006. Дайки брекчии и кратерообразные разломы в ударных кратерах на Марсе: эрозия и обнажение на дне кратера диаметром 75 км на границе дихотомии, Метеорит. Наука о планете: 41, 1675-1690.
  74. ^ Мангольд и др. (2007). «Минералогия региона Нильских впадин с данными OMEGA/Mars Express: 2. Водные изменения коры». J. Geophys. Res . 112 (E8): E08S04. Bibcode : 2007JGRE..112.8S04M. doi : 10.1029/2006JE002835 . S2CID  15188454.
  75. ^ Mustard et al., 2007. Минералогия региона Нили Фоссэ с данными OMEGA/Mars Express: 1. Древний ударный расплав в бассейне Исидис и последствия перехода от нойского периода к гесперианскому, J. Geophys. Рез., 112.
  76. ^ Горчица; и др. (2009). «Состав, морфология и стратиграфия Ноахской коры вокруг бассейна Исидис» (PDF) . Дж. Геофиз. Рез . 114 (7): E00D12. Бибкод : 2009JGRE..114.0D12M. дои : 10.1029/2009JE003349 .
  77. ^ "HiRISE | Дюны и перевернутые кратеры в Аравийской Земле (ESP_016459_1830)".
  78. ^ Майкл Х. Карр (2006). Поверхность Марса. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-87201-0. Получено 21 марта 2011 г.
  79. ^ «Песчаные дюны — явления ветра — DesertUSA».
  80. ↑ Архивировано в Ghostarchive и Wayback Machine: «Отчет о марсоходе Curiosity (15 декабря 2015 г.): первый визит в марсианские дюны». YouTube . 15 декабря 2015 г.
  81. ^ "Текучие пески Марса". 9 мая 2012 г.
  82. ^ Намовиц, С., Стоун, Д. 1975. Науки о Земле: мир, в котором мы живем. American Book Company. Нью-Йорк.
  83. ^ NASA.gov
  84. ^ Хехт, М (2002). «Метастабильность воды на Марсе». Icarus . 156 (2): 373–386. Bibcode :2002Icar..156..373H. doi :10.1006/icar.2001.6794.
  85. ^ Mustard, J.; et al. (2001). «Доказательства недавнего изменения климата на Марсе на основе идентификации молодого приповерхностного льда». Nature . 412 (6845): 411–414. Bibcode :2001Natur.412..411M. doi :10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  86. ^ Pollack, J.; Colburn, D.; Flaser, F.; Kahn, R.; Carson, C.; Pidek, D. (1979). «Свойства и эффекты пыли, взвешенной в марсианской атмосфере». J. Geophys. Res . 84 : 2929–2945. Bibcode :1979JGR....84.2929P. doi :10.1029/jb084ib06p02929.
  87. ^ "HiRISE | Слоистые мантийные отложения в северных средних широтах (ESP_048897_2125)".
  88. ^ Бейкер, В.; и др. (2015). «Речная геоморфология на планетарных поверхностях земного типа: обзор». Геоморфология . 245 : 149–182. Bibcode : 2015Geomo.245..149B. doi : 10.1016/j.geomorph.2015.05.002. PMC 5701759. PMID  29176917. 
  89. ^ Карр, М. 1996. в книге «Вода на Марсе». Oxford Univ. Press.
  90. ^ Бейкер, В. 1982. Каналы Марса. Издательство Техасского университета, Остин, Техас.
  91. ^ Бейкер, В.; Штром, Р.; Гулик, В.; Каргель, Дж.; Комацу, Г.; Кейл, В. (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.
  92. ^ Карр, М. (1979). «Формирование особенностей марсианских наводнений путем высвобождения воды из ограниченных водоносных горизонтов». J. Geophys. Res . 84 : 2995–300. Bibcode : 1979JGR....84.2995C. doi : 10.1029/jb084ib06p02995.
  93. ^ Komar, P (1979). «Сравнение гидравлики потоков воды в марсианских выходных каналах с потоками аналогичного масштаба на Земле». Icarus . 37 (1): 156–181. Bibcode :1979Icar...37..156K. doi :10.1016/0019-1035(79)90123-4.
  94. ^ «Сколько воды потребовалось для создания долин на Марсе? - SpaceRef». 5 июня 2017 г.
  95. ^ Luo, W.; et al. (2017). «Новая оценка объема сети марсианских долин, согласующаяся с древним океаном и теплым и влажным климатом». Nature Communications . 8 : 15766. Bibcode : 2017NatCo ...815766L. doi : 10.1038/ncomms15766. PMC 5465386. PMID  28580943. 
  96. ^ NASA.gov
  97. ^ NASA.gov
  98. ^ «Какой высоты торнадо?». 23 февраля 2023 г.
  99. ^ NASA.gov
  100. ^ Мортон, Оливер (2002). Картографирование Марса: наука, воображение и рождение мира . Нью-Йорк: Picador USA. стр. 98. ISBN 0-312-24551-3.
  101. ^ "Онлайн-атлас Марса". Ralphaeschliman.com . Получено 16 декабря 2012 г. .
  102. ^ "PIA03467: Широкоугольная карта Марса MGS MOC". Фотожурнал. NASA / Лаборатория реактивного движения. 16 февраля 2002 г. Получено 16 декабря 2012 г.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме четырехугольника Фаэтонтиды .