stringtranslate.com

Темная полоса на склоне

Полосы склона в Ахерон Фоссэ в 2010 году.
Темные полосы склона в Arabia Terra , как видно с Mars Orbital Camera (MOC) на космическом аппарате Mars Global Surveyor . Самые темные полосы всего на 10% темнее своего окружения. Более выраженный контраст на изображении обусловлен усилением контрастности [1] Изображение имеет поперечник 1,65 км (1 милю). Север находится внизу.

Темные полосы склонов — это узкие, лавинообразные образования, распространенные на покрытых пылью склонах в экваториальных регионах Марса . [2] Они образуются на относительно крутых склонах , таких как уступы и стены кратеров . [3] [4] Хотя впервые они были обнаружены на снимках Viking Orbiter в конце 1970-х годов, [5] [6] темные полосы склонов не изучались подробно, пока в конце 1990-х и 2000-х годов не стали доступны изображения с более высоким разрешением с космических аппаратов Mars Global Surveyor (MGS) и Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). [1] [7]

Физический процесс, который производит темные полосы склона, все еще не определен. Они, скорее всего, вызваны массовым перемещением рыхлого, мелкозернистого материала на слишком крутых склонах (т. е. пылевыми лавинами). [1] [8] [9] Сход лавин нарушает и удаляет яркий поверхностный слой пыли, обнажая более темный субстрат. [10] Роль, которую вода и другие летучие вещества играют, если таковая имеется, в формировании полос, все еще обсуждается. [11] Склоновые полосы особенно интригуют, потому что они являются одним из немногих геологических явлений, которые можно наблюдать на Марсе в настоящее время. [12] [13] [14] [15] [16]

Природа полос на Марсе

Темные полосы склона являются признаками альбедо . Они кажутся глазу разницей в яркости между полосой и более светлым фоновым склоном. Обычно не видно никакого топографического рельефа , чтобы отличить полосу от ее окружения, за исключением изображений с очень высоким разрешением (<1 м/пиксель). [7] Во многих случаях исходная текстура поверхности склона сохраняется и непрерывна по всей полосе, как будто на нее не влияют события, связанные с образованием темной полосы (на фото слева). Общий эффект по внешнему виду эквивалентен частичной тени, отбрасываемой вниз по наклонной поверхности. [1] Эти наблюдения показывают, что какой бы процесс ни формировал полосы, он затрагивает только самый тонкий слой на поверхности. Полосы склона всего лишь примерно на 10% темнее своего окружения, но часто кажутся черными на изображениях, поскольку контраст был усилен ( растянут ). [17]

Темные полосы склона часто не влияют на основную текстуру склона, на котором они образуются, указывая на то, что нарушение, вызывающее полосу, является поверхностным. Изображение является частью кадра MOC-N/A M09/00039, основанного на Sullivan et al., 2001, стр. 23,612, рис. 5a. Длина полосы здесь составляет 1,3 км.

Особенности альбедо покрывают поверхность Марса в самых разных масштабах. Они составляют классические светлые и темные отметины, видимые на Марсе через телескопы. (См. Классические особенности альбедо на Марсе .) Отметины вызваны различными пропорциями пыли, покрывающей поверхность. Марсианская пыль имеет яркий красноватый охристый цвет, в то время как коренная порода и почва ( реголит ) темно-серые (цвет неизмененного базальта ). Таким образом, пыльные области на Марсе кажутся яркими (высокое альбедо), а поверхности с высоким процентом камней и обломков пород, как правило, темные (низкое альбедо). [18] Большинство особенностей альбедо на Марсе вызваны ветрами, которые очищают некоторые области от пыли, оставляя после себя более темную задержку. В других областях пыль оседает, образуя яркую поверхность. Избирательное удаление и осаждение пыли наиболее заметно вокруг ударных кратеров и других препятствий, где образуются различные полосы (ветровые хвосты) и пятна. [19]

Темные полосы склона являются относительно небольшими особенностями. (См. A в Фотогалерее.) Они отличаются от более крупных особенностей альбедо тем, что создаются гравитацией, а не ветром, хотя ветер может способствовать их первоначальному формированию. [1] [17] [20] (См. B в Фотогалерее.) Причина потемнения неизвестна. Считается, что размеры вовлеченных частиц очень малы ( частицы размером с песок , ил и глину ). Обломки, достаточно крупные для того, чтобы их можно было отобразить, отсутствуют, а лежащий под ними склон коренной породы никогда не обнажается (т. е. пыль обрушивается лавиной на поверхность пыли). [21] По-видимому, в создании более темного тона участвуют другие оптические, механические или химические свойства.

Темные полосы склона обычно имеют тот же склон, что и другие полосы склона разных тонов. Предполагается, что самые темные полосы являются самыми молодыми; их края более четко очерчены, чем у полос, которые не такие темные. [22] Эта связь предполагает, что полосы светлеют и становятся более размытыми с возрастом, [6] вероятно, потому, что они покрываются свежей пылью, выпадающей из атмосферы. [7] [13] Выцветшие темные полосы склона не следует путать с яркими полосами склона (обсуждается ниже). Пыльные бури являются обычным явлением на Марсе. Иногда вся планета окутывается пылевой бурей, как показано на снимках ниже.

Морфология и встречаемость

Темные полосы склона часто имеют веерообразную форму с несколькими пальцами (дигитация) на концах склона. Изображение получено с камеры HiRISE на Mars Reconnaissance Orbiter .
Полосы наклона [23]

При среднем разрешении (20–50 м/пиксель) темные полосы склона выглядят как тонкие параллельные нити, выровненные вниз по склону вдоль краев кратера и уступов. Они часто прямые, но также могут быть изогнутыми или сигмовидными по форме. (См. C в фотогалерее.) При более близком рассмотрении темные полосы склона обычно имеют удлиненную, веерообразную форму (на фото справа). Они варьируются от 20 до 200 метров в ширину и обычно имеют длину от нескольких сотен метров до более 1000 метров. Темные полосы склона, превышающие 2 километра в длину, встречаются редко; большинство из них заканчиваются на склоне и не простираются дальше на ровную местность. [1] [2] [17]

Полоса обычно начинается в одной точке ( вершине ) высоко на склоне. Вершина часто связана с изолированным небольшим хребтом, выступом или другой областью локального уклона. [1] На изображениях с высоким разрешением на вершине иногда виден крошечный ударный кратер. [7] Полосы склона расширяются вниз по склону от вершины в треугольной форме, обычно достигая максимальной ширины, не доходя до середины своей длины. [1] Одна полоса склона может разделяться на две отдельные полосы вокруг препятствия или образовывать анастамозный (плетеный) рисунок. (См. D и E в фотогалерее.) Полосы склона обычно развивают несколько пальцев (дигитацию) на своих концах, направленных вниз по склону. [7]

Карта Марса, показывающая, что темные полосы склонов (коричневые) встречаются в покрытых пылью экваториальных регионах. Розовые области — это места расположения марсианских оврагов и овражных отложений. Географическое распределение показывает, что овраги и полосы склонов — это разные явления.

Изображения, полученные с помощью High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) на MRO, показали, что многие полосы склона имеют рельеф , в отличие от более ранних описаний, в которых не было видно топографического различия между полосатой и смежной, неполосатой поверхностью. Полосчатая поверхность обычно примерно на 1 м ниже, чем неполосатая поверхность. Этот рельеф виден только на изображениях с максимальным разрешением при оптимальных условиях просмотра. [2] [7] [24]

Темные полосы склона наиболее распространены в экваториальных регионах Марса, особенно в Фарсиде , Аравийской Земле и Амазонии Равнине [25] (на фото слева). Они встречаются между широтами 39° с. ш. и 28° ю. ш. На своих северных границах они появляются преимущественно на более теплых склонах, обращенных на юг. Любопытно, что полосы склона также связаны с областями, которые достигают пиковых температур 275 К (2 °C), температуры, близкой к тройной точке воды на Марсе. Эта связь привела некоторых исследователей к предположению, что жидкая вода участвует в формировании темных полос склона. [2] [17]

Темные полосы склона, по-видимому, не коррелируют с высотой или областями определенной геологии коренных пород. Они встречаются на склонах с широким спектром текстур, включая гладкие, невыразительные и, предположительно, молодые поверхности, а также старые, сильно кратерированные склоны. [1] Однако они всегда связаны с областями с высокой шероховатостью поверхности, высоким альбедо и низкой тепловой инерцией , свойствами, которые указывают на крутые склоны, покрытые большим количеством пыли. [4] [6] [22] [26]

Было высказано предположение, что полосы могут образовываться, когда скопления сухого льда начинают сублимироваться сразу после восхода солнца. Ночной заморозок CO 2 широко распространен в низких широтах. [27]

Механизм формирования

Аннотированное изображение темной полосы Tharsis Tholus, как ее видит Hirise . Она расположена в середине слева на этой картинке. Tharsis Tholus находится немного правее.

Исследователи предложили ряд механизмов формирования темных полос на склонах. Наиболее распространенное мнение заключается в том, что полосы являются результатом пылевых лавин, образующихся в результате сухого гранулированного потока [28] на слишком крутых склонах. Пылевые лавины напоминают лавины из рыхлого снега на Земле. Лавины из рыхлого снега возникают, когда снег накапливается в холодных, почти безветренных условиях, образуя сухой, порошкообразный снег с небольшим сцеплением между отдельными снежными кристаллами. [1] В результате этого процесса на поверхности снега образуется очень мелкая впадина (осыпь), которая издалека кажется немного темнее по тону, чем остальная часть склона.

Другие модели включают воду, либо в виде весенних сбросов, [29] влажных грязевых потоков , [6] или сезонной фильтрации богатых хлоридами рассолов . [12] Используя данные нейтронного спектрометра Mars Odyssey , исследователи обнаружили, что полосы склонов в бассейне Скиапарелли встречаются в областях , которые, как прогнозируется, дают от 7,0 до 9,0 весовых процентов эквивалента водорода в воде (WEH) в отличие от типичных фоновых значений менее 4% WEH. Эта взаимосвязь предполагает связь между высокими процентами WEH и возникновением темных полос склонов. [30] Однако любой процесс, требующий объемных количеств воды (например, весенние сбросы), кажется маловероятным из-за общей термодинамической нестабильности жидкой воды на Марсе. [13]

Другая модель предполагает, что темные полосы склона образуются приземляющимися потоками плотности сухой пыли, смазанными углекислым газом (CO 2 ). В этом сценарии небольшой начальный спад на поверхности высвобождает газ CO 2 , адсорбированный на подповерхностных зернах. Этот выброс создает поддерживаемый газом поток пыли, который движется как разреженный поток плотности вниз по склону. Этот механизм может помочь объяснить необычно длинные полосы склона. [31] [32]

Некоторые наблюдения показывают, что темные полосы склона могут быть вызваны ударами. Снимки, полученные CTX в 2007 и 2010 годах, показали, что новая полоса появилась в ореоле горы Олимп . Последующее изображение с HiRISE показало, что новый кратер на вершине полосы. Исследователи пришли к выводу, что удар вызвал новую полосу склона. [33] Еще одна полоса, связанная с ударом, была обнаружена в четырехугольнике Аравии. [34]

Исследование, опубликованное в январе 2012 года в журнале Icarus, показало, что темные полосы были инициированы ударами воздуха от метеоритов, летящих со сверхзвуковой скоростью. Группу ученых возглавлял Кайлан Берли, студент Аризонского университета. После подсчета около 65 000 темных полос вокруг места удара группы из 5 новых кратеров, были выявлены закономерности. Количество полос было наибольшим ближе к месту удара. Таким образом, удар каким-то образом, вероятно, вызвал полосы. Кроме того, распределение полос образовало узор с двумя крыльями, простирающимися от места удара. Изогнутые крылья напоминали ятаганы, изогнутые ножи. Этот узор предполагает, что взаимодействие ударов воздуха от группы метеоритов достаточно расшатало пыль, чтобы начать пылевые лавины, которые образовали множество темных полос. Сначала считалось, что причиной пылевых лавин стало сотрясение земли от удара, но если бы это было так, то темные полосы были бы расположены симметрично вокруг ударов, а не концентрировались бы в изогнутые формы.

Кратерное скопление находится около экватора в 510 милях к югу от горы Олимп, на типе рельефа, называемом образованием Медузские бороздки. Образование покрыто пылью и содержит высеченные ветром хребты, называемые ярдангами. Эти ярданги имеют крутые склоны, густо покрытые пылью, поэтому, когда звуковой удар воздушной волны пришел от ударов, пыль начала двигаться вниз по склону. Используя фотографии с Mars Global Surveyor и камеры HiRISE на Mars Reconnaissance Orbiter НАСА, ученые обнаружили около 20 новых ударов каждый год на Марсе. Поскольку космический аппарат делал снимки Марса почти непрерывно в течение 14 лет, новые изображения с предполагаемыми недавними кратерами можно сравнить со старыми изображениями, чтобы определить, когда образовались кратеры. Поскольку кратеры были замечены на изображении HiRISE от февраля 2006 года, но не присутствовали на изображении Mars Global Surveyor, сделанном в мае 2004 года, удар произошел в этот временной интервал.

Самый большой кратер в скоплении имеет диаметр около 22 метров (72 фута) и близок к площади баскетбольной площадки. Когда метеорит проходил через марсианскую атмосферу, он, вероятно, раскололся; отсюда и образовалась плотная группа ударных кратеров. Темные полосы склона были замечены в течение некоторого времени, и было выдвинуто много идей для их объяснения. Это исследование, возможно, наконец, решило эту загадку. [35] [36] [37]

Было даже замечено, что пылевые вихри начинают формировать темные полосы на склонах. [38]

Группа исследователей обнаружила увеличение темных полос на склонах после S1222, марсотрясения, которое было обнаружено посадочным модулем Insight. [39]

Скорость формирования

Новые полосы склонов, образовавшиеся вблизи горы Аполлинарий в период с февраля 1998 года по ноябрь 1999 года, зафиксированы орбитальной камерой Марса (MOC).

Полосы склона являются одними из немногих геоморфологических особенностей, образующихся на поверхности современного Марса. Новые полосы были впервые идентифицированы путем сравнения изображений с орбитальных аппаратов Viking 1970-х годов с изображениями тех же мест, сделанными камерой орбитального аппарата MGS Mars Orbiter Camera (MOC) в конце 1990-х годов. Наличие новых полос показало, что полосы склона активно формируются на Марсе, по крайней мере, в годовом или десятилетнем масштабе времени. [21] [40] Более поздняя статистическая обработка с использованием перекрывающихся изображений MOC, разнесенных на несколько дней или лет, показала, что полосы склона могут образовываться на Марсе со скоростью около 70 в день. Если эта скорость точна, то можно предположить, что полосы склона являются наиболее динамичными геологическими особенностями, наблюдаемыми на поверхности Марса. [13]

Темные полосы склона исчезают и исчезают гораздо медленнее, чем появляются новые. Большинство полос, идентифицированных на снимках Viking, все еще видны спустя десятилетия, хотя некоторые исчезли. Исследователи предполагают, что полосы появляются со скоростью в 10 раз быстрее, чем исчезают, и что количество полос склона на Марсе увеличилось за последние три десятилетия. Этот дисбаланс вряд ли сохранялся в течение геологически значимых периодов времени. Одним из возможных решений дисбаланса является то, что полосы сохраняются в течение столетий, но полностью стираются после чрезвычайно редких, но сильных пылевых бурь (бури такой силы, которая не наблюдалась на Марсе со времен Viking). После того, как буря утихает, осаждается толстый слой свежей пыли, чтобы начать новый цикл формирования полос. [13] [20] Недавнее исследование, опубликованное в Icarus, показало, что они сохраняются около 40 лет. Исследователи изучили регион в борозде Ликус с помощью снимков Viking и снимков CTX с Mars Reconnaissance Orbiter. Те, которые впервые были замечены с помощью Viking, все исчезли, но были заменены новыми. [41]

Похожие и родственные черты

Темные полосы склона встречаются в сочетании с другими мелкомасштабными особенностями, связанными со склонами, на Марсе или внешне напоминают их. К ним относятся яркие полосы склона, лавинные шрамы и повторяющиеся линии склона. Водные следы — это особенности, которые встречаются в полярных регионах Земли. Они напоминают темные полосы склона и повторяющиеся линии склона, но пока не были описаны на Марсе. Многие особенности склона на Марсе могут возникать в результате континуума процессов с истощением сухой массы и незначительной речной (связанной с водой) активностью, занимающей противоположные конечные точки. [10] Овраги — еще одна особенность, распространенная на склонах в южном полушарии средних широт Марса. Им уделялось много внимания в литературе, но здесь они не обсуждаются.

Яркие полосы на склоне

Яркие полосы склона — это полосы, которые имеют более светлый тон (около 2%), чем их окружение. [1] (См. F в Фотогалерее.) Они встречаются гораздо реже, чем темные полосы склона, но оба типа полос имеют схожую морфологию и встречаются в одних и тех же регионах Марса. Данные свидетельствуют о том, что яркие полосы склона старше темных полос склона. Новые яркие полосы склона никогда не наблюдались, а темные полосы склона можно увидеть поверх ярких полос склона на некоторых изображениях, что указывает на то, что первые моложе вторых. Вероятно, что яркие полосы склона образуются из старых темных полос склона, которые перешли через частично выцветшую стадию. Это предположение подтверждается географическими данными, указывающими на то, что яркие полосы склона немного чаще встречаются в регионах, где скорость образования новых темных полос склона низкая. Другими словами, области с относительно большим количеством ярких полос, как правило, менее активны и содержат большую популяцию старых темных полос. [20]

Шрамы от лавин

Области с обильными полосами склонов также содержат, по-видимому, отдельный класс лавинных шрамов. Шрамы напоминают полосы склонов по морфологии и размеру. (См. G в фотогалерее) Обычно они имеют глубину в несколько метров и длину в сотни метров. Они начинаются в одной точке (иногда небольшой, едва различимый ударный кратер) высоко на склоне. Края расходятся вниз по склону треугольным образом. Примерно в половине задокументированных примеров на конце склона видна низкая насыпь обломков. Первоначально называвшиеся «лавинными шрамами толщиной в несколько метров», эти особенности считались отличными от полос склонов. Однако изображения с более высоким разрешением с инструмента HiRISE на MRO показывают, что лавинные шрамы толщиной в несколько метров и полосы склонов связаны и являются частью континуума особенностей активного истощения массы, образованных пылевыми лавинами. [7] [42]

Повторяющиеся линии склона (течения теплого сезона)

Летом 2011 года в журнале Science появилась статья [43], описывающая новый класс особенностей склона с характеристиками, которые предполагают образование сезонными выбросами жидкой воды. (См. H и I в фотогалерее.) Названные «повторяющимися линиями склона» (RSL) , [44] особенности привлекли значительное внимание СМИ. [45] [46] RSL представляют собой узкие (от 0,5 до 5 метров) темные отметины, которые преимущественно встречаются на крутых склонах, обращенных к экватору, в южном полушарии между широтами 48°S и 32°S. Повторные изображения HiRISE показывают, что отметины появляются и постепенно растут в теплые сезоны и исчезают в холодные сезоны. [43] RSL имеют лишь поверхностное сходство с темными полосами склона. Они намного меньше по ширине и имеют иную картину географического распространения и свойств склона, чем темные полосы склона. [47] RSL, по-видимому, возникают на склонах коренных пород с сезонно высокими температурами поверхности 250–300 К (-23–27 °C). Такое расположение может благоприятствовать потоку соленых жидкостей, выходящих из просачиваний в определенное время марсианского года. [43] В отличие от RSL, темные полосы склонов, по-видимому, возникают спорадически в течение марсианского года, и их возникновение, по-видимому, не связано с сезоном или крупными региональными событиями. [48]

Водные пути

Водные следы — это малоизученные склоновые особенности, распространенные в преобладающих вечной мерзлотой местностях в арктических и антарктических регионах Земли. Это зоны повышенной влажности почвы, которые направляют воду вниз по склону поверх вечномерзлой земли прямо под поверхностью ( ледниковый слой ). Хотя водные следы не были специально идентифицированы на Марсе, несколько исследователей отметили их морфологическое и спектроскопическое сходство с марсианскими полосами склона. [49] Подобно темным полосам склона, водные следы — это узкие, сублинейные особенности, вытянутые в направлении вниз по склону. Они обычно демонстрируют легкую темноту по сравнению с окружающей средой и показывают мало или вообще не показывают обнаруживаемого рельефа. В условиях пикового потока они выглядят как влажные, затемненные участки почвы, которые обычно имеют ширину менее 60 м и длину в несколько сотен метров. [12] Темное изменение цвета поверхности исчезает в замерзших водных следах зимой, делая их почти незаметными. [49]

Фотогалерея

На изображениях ниже показаны темные полосы и связанные с ними особенности. Чтобы увидеть особенности, описанные в подписи и тексте, может потребоваться увеличить изображение, щелкнув по нему.

Ссылки

  1. ^ abcdefghijkl Салливан, Р. и др. (2001). Склоновые полосы движения масс, полученные камерой Mars Orbiter. J. Geophys. Res., 106 (E10), 23,607–23,633.
  2. ^ abcd Чуан, FC; Бейер, RA; Бриджес, NT (2010). Изменение марсианских склоновых полос эоловыми процессами. Icarus, 205 154–164.
  3. ^ https://www.uahirise.org/ESP_040386_1915.
  4. ^ ab Schorghofer, N.; Aharonson, O.; Khatiwala, S. (2002). Наклонные полосы на Марсе: корреляции со свойствами поверхности и потенциальная роль воды. Geophys. Res. Lett., 29 (23), 2126, doi :10.1029/2002GL015889.
  5. ^ Моррис, EC (1982). Ореольные отложения марсианского вулкана Олимп Монс. J. Geophys. Res., 87 (B2), 1164–1178.
  6. ^ abcd Фергюсон, Х. М.; Луккитта, Б. К. (1984). Темные полосы на склонах осыпей, Марс в отчетах Программы планетарной геологии 1983 г., Техническая записка NASA, TM-86246, стр. 188–190. https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19840015363_1984015363.pdf.
  7. ^ abcdefg Чуан, ФК и др. (2007). Наблюдения HiRISE за полосами наклона на Марсе. Geophys. Res. Lett., 34 L20204, doi :10.1029/2007GL031111.
  8. ^ Салливан, Р.; Добар, И.; Фентон, Л.; Малин, М.; Веверка, Дж. (1999). Рассмотрение движения масс для темных полос склона, полученных камерой Mars Orbiter. 30-я конференция по науке о Луне и планетах, Тезисы № 1809. http://www.lpi.usra.edu/meetings/LPSC99/pdf/1809.pdf.
  9. ^ Барлоу, 2008, стр. 141.
  10. ^ ab "Читать, Публиковать, Рецензировать". AGU . Получено 2022-09-30 .
  11. ↑ Вебстер, Гай; Браун, Дуэйн (10 декабря 2013 г.). «NASA Mars Spacecraft Reveals a More Dynamic Red Planet». NASA . Получено 10 декабря 2013 г. .
  12. ^ abc Креславский, MA; Хэд, JW (2009). Наклонные полосы на Марсе: новый «мокрый» механизм. Icarus, 201 517–527.
  13. ^ abcde Ааронсон, О.; Шоргхофер, Н.; Герстелл, М.Ф. (2003). Формирование полос склона и скорости осаждения пыли на Марсе. J. Geophys. Res., 108 (E12), 5138, doi :10.1029/2003JE002123.
  14. ^ Дандас, К. 2018. НАБЛЮДЕНИЯ HIRISE НОВЫХ МАРСИАНСКИХ СКЛОНОВЫХ ПОЛОС. 49-я Лунная и планетарная научная конференция 2018 г. (LPI Contrib. No. 2083). 2026.pdf
  15. ^ Джуниор, К. и Т. Стателла. 2023. Мониторинг марсианских склоновых полос на северо-востоке борозд Лисуса. Икар. 406: 115737.
  16. ^ Бхардвадж, А. и др. 2018. Являются ли полосы склона показателем глобальных водных процессов на современном Марсе? Обзоры геофизики: том 57, выпуск 1 стр. 48-77
  17. ^ abcd Барату, Д. и др. (2006). Роль пыли, переносимой ветром, в активности полос склона: доказательства из данных HRSC. Icarus, 183 30–45.
  18. ^ Барлоу, 2008, стр. 73.
  19. ^ Хартманн, 2003, стр. 36–41.
  20. ^ abc Schorghofer, Aharonson, O.; Gerstell, MF; Tatsumi, L. (2007). Три десятилетия активности полос наклона на Марсе. Icarus, 191 132–140, doi :10.1016/j.icarus.2007.04.026.
  21. ^ ab Malin, MC; Edgett, KS (2001). Камера Mars Global Surveyor Mars Orbiter: Межпланетный круиз в рамках основной миссии. J. Geophys. Res., 106 (E10), 23,429–23,570.
  22. ^ ab Williams, SH (1991). Темные полосы осыпей на Марсе похожи на темные полосы Эолийских осыпей. 22-я конференция по науке о Луне и планетах, Тезисы № 1750. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc1991/pdf/1750.pdf.
  23. ^ "Страница каталога PIA22240". photojournal.jpl.nasa.gov . Получено 2 апреля 2018 г. .
  24. ^ Филлипс, CB ; Берр, DM; Бейер, RA (2007). Движение масс в пределах наклонной полосы на Марсе, Geophys. Res. Lett., 34 L21202, doi :10.1029/2007GL031577.
  25. ^ "Страница каталога для PIA09030". photojournal.jpl.nasa.gov . Получено 2022-09-30 .
  26. ^ Путциг, Н. Э. и др. (2005). Глобальная тепловая инерция и свойства поверхности Марса по данным картографической миссии MGS. Icarus, 173 325–341.
  27. ^ Heavens, N., et al. 2017. ШИРОКОРАСПРОСТРАНЕННЫЙ НИЗКОШИРОТНЫЙ СУТОЧНЫЙ ЗАМОРОЗОК CO2 НА МАРСЕ. Lunar and Planetary Science XLVIII (2017). 1485pdf.
  28. ^ Трейман, AH; Луж, MY (2004). Марсианские полосы и овраги на склонах: происхождение как сухие гранулярные потоки. 35-я конференция по науке о Луне и планетах, Тезисы № 1323. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1323.pdf.
  29. ^ См . обсуждение в работе Ферриса и др. (2002).
  30. ^ Jaret, SJ; Clevy, JR (2007). Распределение темных полос склона в районе ударного бассейна Скиапарелли, Марс. 38-я конференция по лунной и планетарной науке, тезисы № 1973. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2007/pdf/1973.pdf.
  31. ^ Альбин, Э. Ф.; Кинг, Дж. Д. (2001a). Темные полосы склона и связанные с ними слоистые отложения на юго-западном дне ударного бассейна Кассини, Марс. 32-я конференция по лунной и планетарной науке, Тезисы № 1380. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1380.pdf.
  32. ^ Альбин, Э. Ф.; Кинг, Дж. Д. (2001b). Происхождение темных полос на склонах в пределах ударного бассейна Скиапарелли, 32-я Марсианская конференция по лунным и планетарным наукам, Тезисы № 1395. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1395.pdf.
  33. ^ "Пылевая лавина, вызванная ударом, на Марсе" (PDF) . Научный эксперимент с визуализацией высокого разрешения . Университет Аризоны. 2010.
  34. ^ "Бах и свист! (ESP_054066_1920)". HiRISE .
  35. ^ Кайлан Дж. Берли, Генри Дж. Мелош, Ливио Л. Торнабене, Борис Иванов, Альфред С. Макьюэн, Ингрид Дж. Добар. Воздушная ударная волна вызывает пылевые лавины на Марсе. Icarus 2012; 217 (1) 194 doi :10.1016/j.icarus.2011.10.026
  36. ^ "Red Planet Report - What's new with Mars". redplanet.asu.edu . Получено 2 апреля 2018 г. .
  37. ^ "Ударные волны от метеоритов вызывают пылевые лавины на Марсе". phys.org . Получено 2 апреля 2018 г. .
  38. ^ Хейер, Т.; Раак, Дж.; Хизингер, Х.; Яуманн, Р. (2020). «Вызов пылевых смерчей наклонных полос на Марсе». Icarus . 351 . 113951. Bibcode :2020Icar..35113951H. doi :10.1016/j.icarus.2020.113951. S2CID  225612830.
  39. ^ Лукас, А. и др. 2024. Марсотрясение S1222a. Икар. Том 411. 115942
  40. ^ Edgett, KS; Malin, MC; Sullivan, RJ; Thomas, P.; Veverka, J. (2000). Dynamic Mars: New Dark Slope Streaks Observed on Annual and Decadal Time Scales. 31st Lunar and Planetary Science Conference, Abstract #1058. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1058.pdf.
  41. ^ Бергонио, Дж., К. Роттас и Н. Шоргхофер. 2013. Свойства популяций марсианских наклонных полос. Icarus: 225, 194-199.
  42. ^ Герстелл, М. Ф.; Ааронсон, О.; Шоргхофер, Н. (2004). Отдельный класс следов лавин на Марсе. Icarus, 168 122–130.
  43. ^ abc Макьюэн, Альфред С.; Ойха, Лужендра; Дандас, Колин М.; Мэттсон, Сара С.; Бирн, Шейн; Врей, Джеймс Дж.; Калл, Селби К.; Мурчи, Скотт Л.; Томас, Николас; Гулик, Вирджиния К. (2011-08-05). «Сезонные потоки на теплых марсианских склонах». Science . 333 (6043): 740–743. Bibcode :2011Sci...333..740M. doi :10.1126/science.1204816. ISSN  0036-8075. PMID  21817049. S2CID  10460581.
  44. ^ ab Mann, Adam (18 февраля 2014 г.). «Странные темные полосы на Марсе становятся все более загадочными». Wired . Получено 18 февраля 2014 г.
  45. ^ Чанг, Кеннет (2011-08-04). «Ученые обнаружили признаки того, что на Марсе течет вода». The New York Times . ISSN  0362-4331 . Получено 2022-09-30 .
  46. ^ "HiRISE | Наука в движении: сезонные потоки на теплых марсианских склонах". hirise.lpl.arizona.edu . Получено 2022-09-30 .
  47. ^ Макьюэн, А. Ойха Л.; Дандас К.; Мэттсон С.; Бирн С.; Рэй Дж.; Калл С.; Мурчи С. (2011). Кратковременные наклонные линии: доказательства летних соленых потоков на Марсе? 42-я конференция по лунной и планетарной науке, аннотация № 2314. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2314.pdf.
  48. ^ Шоргхофер, Н.; Кинг, CM (2011). Спорадическое образование полос на склонах Марса. Icarus, 216 (1), 159-168.
  49. ^ ab Levy, JS; Fountain, AG (2011). «Водные следы» в сухих долинах Мак-Мердо, Антарктида: гидрологическая система на основе вечной мерзлоты, поддерживающая сложные биологические и геохимические процессы в среде, аналогичной марсианской. 42-я конференция по науке о Луне и планетах, тезисы № 1210. http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1210.pdf.

Дальнейшее чтение